> Энциклопедический словарь Гранат, страница > Эволюция небесных тел

Эволюция небесных тел

Эволюция небесных тел, предмет той части астрономии, которая, с одной стороны, более под именем происхождения вселенной или космогонии, естественно возбуждала внимание даже малокультурных народов, приведшее к созданию у многих из них своеобразных взглядов и легенд о происхождении мира, и которая, с другой стороны, для своего строго научного разрешения требует так много предварительных знаний о теперешнем состоянии отдельных небесных тел, что даже и в наше время нет возможности иметь одну общепризнанную теорию Э. н. т., и пессимистическое выражение Джинса, одного из главных современных исследователей относящихся сюда вопросов, что „время для выводов космогоннн еще не пришло“, выражает -тишь действительное положение вопроса. Без сомнения, однако, прав и А. Пуанкаре, когда ои говорит: „Вопрос опроисхождениимира во все времена занимал всех мыслящих людей; невозможно созерцать картину звездной вселенной, не спрашивая себя, как она создалась; прежде чем искать ответа на этот вопрос, нам, может быть, следовало бы терпеливо ожидать, пока соберутся данные, позволяющие серьезно надеяться на его разрешение; но если бы мы были столь благоразумны, если бы мы были любопытны без нетерпения, вероятно нам никогда не удалось бы создать науку, и мы продолжали бы жить своей маленькой, будничной жизнью“.

Конечно, сколько-нибудь научные теории или гипотезы об Э. н. т. возможны лишь тогда, когда уже стали известны те законы природы, те силы природы, которые играли роль в развитии рассматриваемой группы небесных тел, и когда сколько-нибудь известно современное физическое состояние этих тел. Поэтому понятно, что вопрос о происхождении тел солнечной системы раньше мог быть подвергнут научному исследованию, чем вопрос о происхождении, образовании и развитии звезд.

Нужно, однако, заметить, что первая достаточно по своему времени научная космогоническая гипотеза касалась не только узкого вопроса о происхождении солнечной системы, ио широко охватывала все вопросы, относящиеся к Э. и. т. Она принадлежит ие астроному, а философу—И. Канту, и была напечатана в 1755 г. без имени автора под заглавием: .Общая естественная история и теория неба, или опыт об устройстве и механическом происхождении всего мироздания на основании ньютоновых законов“. Автор прежде всего указывает на сравнительную простоту этой задачи, если исходить из того положения, что „дана материя, которая по существу одарена силой притяжения“, по сравнению е задачей объяснить происхождение животных в растений из неорганизованной материи. Эту мысль ои облекает в знаменитую форму: „Дайте мне материю, я построю из нее мир, то есть я покажу вам, как и в нее должен образоваться мир“. Исходя, действительно, из хаоса, в котором при отсутствии какой-либо системы илиупорядоченности имеются,

однако, более плотные и более легкие элементы, Кант пытается указать, как вследствие взаимного притяжения частиц материи образуются центры скопления материи—вращающиеся солнца, как из них образуются звездные системы, как вокруг солнц могут возникнуть планетные систем1». Оп отнюдь не считает теперешнее состояние звездной вселенной неизменным; напротив, подчеркивает, что „творение“ (но смыслу этого слова нужно было бы лучше сказать „образование“) никогда не прекращается; некогда оно началось, но никогда не прекратится; образование систем в одной части вселенной сопровождается гибелью миров, от столкновения их, в другом месте. Главная ценность рассуждений Канта заключается именно в точной постановке вопроса и в развитии общих космогонических идей, и с этой точки зрения его философия сохраняет значение и до настоящего времени. С чисто механической точки зрения его рассуждения не везде соответствуют теоремам механики. В конце XVIIIв. была опубликован г знаменитая гипотеза Лапласа (подробнее о гипотезе Канта-Лапласа с.и. XXV, 263/69), безраздельно владевшая умами почти сотню лог, по к концу XIX в стало появляться много новых гипотез для объяснения происхождения солнечной системы, и создание их продолжается и в нашем веке.

Однако, прежде чем перейти к этим гипотезам, последовательнее, кажется, начать с вопросов, касающихся звезд. -Сколько-нибудь серьезное теоретиче ское рассмотрение относящихся сюда вопросов, основанное и на достаточном количество фактов и на достаточно полном учете влияния различных сил природы, играющих здесь роль, можно было серьезно поставить лишь со второй половины XIX в., после того, как исследования спектров звезд дали первые указания на различие физических свойств у разных звезд. Произведенные с тех пор исследования физических характеристик отдельных звезд (их температуры, массы, абсолютной яркости, размеров, средней плотности) в связи с развитием наших сведений о структуре материи (атом, как подобие солнечной системы, с ядром положительного электричества и электронами, вращающимися вокруг ядра) позволили теоретически вывести некоторые следствия, характеризующие эволюцию если ие каждой звезды, то, по крайней мере, некоторой средней, типической звезды. И одно время, лет десять тому назад, главным образом благодаря исследованиям Эддингтона, казалось, что о развитии типической звезды можно говорить с гораздо большей уверенностью и определенностью, чем о развитии шынетной системы. Однако, за последние годы более строгий и тщательный разбор привходящих сюда вопросов в связи с новыми результатами наблюдений обнаружил достаточно неясных, спорных деталей, так что теперь прежняя ясность вопроса значительно затуманилась, прежняя определенность воззрений исчезает, и на ряду с воззрениями Эддингтона теперь мы имеем воззрения Джинса, Мнльна и других исследователей этих в высшей степени трудных вопросов.

В существенных чертах эта история воззрений на развптпо звезд заключается в следующем. После того, как была создана классификация звездных спектров, в особенности последовательная и теперь общепринятая Гарвардская классификация цыг. ХХ(, 31/32;, стало общим мнением, чго типичные спектры звезд, начиная с В и продолжая через A, F, (е, К до М, которым соответствует падение температуры поверхности звезды, начиная примерно с 25, через 11, 8, 6, 4 до 3 тысяч градусов, представляют историю развития средней звезды, начиная с первоначального состояния се с высокой температурой поверхности до того состояния, при котором температура вследствие потери тепла через лучеиспускание падает до 3.000°, то есть до пределов, улье достижимых в земных лабораториях, хотя на земной масштаб и очень высоких. Было, однако, совершенно неясно, откуда же и как берется начальная, очень высокая температура. Было естественно сохранить прежнее воззрение, идущее еще от Канта и Гершеля, что звезды образуются из туманностей, но непрерывного перехода от спектров звезд к спектру туманностей не находилооь (его нет и по настоящее время), и вопрос был неясен.

Тогда, в конце XIX в., Норман Локиер предложил иную теорию эволюции звезд. По его воззрению, звезда образуется из огромного роя метеоров, которые вследствие взаимного тяготения постепенно все более сближаются до возникновения столкновений между ними (начало свечения звезды), которые. псе учащаясь, доводят температуру до высокого предела, но затем начинает брать верх потеря тепла через лучеиспускание, и температура звезды постепенно надает. Следовательно, соле мьг имеем некоторую температуру звезды, не предельно высокую, то она может соответствоватьтур, но все приблизительно одинаковой абсолютной яркости, примерно в 100 раз ярче Солнца; в другую группу входят звезды, у которых абсолютные яркости определенным образом связаны со спектром, а следовательно с температурой, а именно: звезды белые спектрального типа А имеют абсолютную яркость, как в первой группе; звезды желтые типа G, как Солнце, имеют абсолютную яркость, как Солнце; и звезды краснйе типа К-М имеют абсолютную яркость примерно в 100 раз меньше, чем Солнце. Первая группа получила название гигантов, вторая карликов; наше Солнце поэтому есть карлик. Нельзя сказать, что эти группы очень резко отделены одна от другой, но все же красныеодной из двух стадий развития звезды:; звезды бывают либо очень яркие (ги-либо с повышающейся, либо с понижаю- j гакты), либо очень слабые (карлики); щейся температурой. II Локнер подме-; промежуточных яркостей, около ярко-тил, что, например, красные звезды со; сти Солнца, у красных звезд не бывает; спектрами, сходными в главных чертах,: у желтых звезд разница не так резка, можно, однако, разделить на два класса, [ но все же явственна; белые звезды различающиеся лишь немногими и не принадлежат обеим группам; наконец, бросающимися в глаза линиями спек-; оказались еще звезды, пренмуществеи-тра: один класс со звездами, у которых: ио голубоватого цвета, которые в не-в процессе эволюции температура воз-; сколько сот раз ярче Солнца (т. н.сверх-растает, и другой, у звезд которого она j гиганты). Для этих замечательных убывает. Эта теория не была, однако,! соотношений между абсолютной ярко-принята в свое время всеми астронометыо, с одной стороны, и спектром, с мами, так как основания ее казались другой стороны, вскоре же после обиа-кедоотаточно убедительными. 1р ужения их было составлено и соот-

Меясду тем, благодаря увеличению i ветствующее теоретическое объясно-точностп определения взаимного раснпе, применяя основную идей всяких положения звезд на небе, и особенности i космогонических теорий, а именно, вследствие построения длиннофогсус-1 что (смотрите космогония) существующие пых труб и применения фотографии, с ] одновременно различные состояния конца прошлого века и особенно в наj звезд представляют собой последова-шем веке стало быстро расти число тельные во времени состояния каждойззезд, для которых оказалось возможным определить их расстояние от Солнца путем измерения годичного параллакса (см-), А так как определение их кажущейся яркости не представляет особых затруднений, то все больше становилось известно звезд, для которых можно определить ихдействительиуюяркоеть,напрпмер, сравнительно с яркостью Солнца. В начале XX в Герцшпрунг впервые подметил, а затем Рэесель более подробными статистическими исследованиями подтвердил, что по абсолютной яркости звезды разделяются иадвегруппы: в одну входят звезды всех цветов, спектров и темпераиз них или, но крайней мере, средней, типической звезды.

Уже ранее, в XIX в., Риттер и Лэн показали теоретически, что газовый шар, вещество которого подчиняется в отношении пло тное та, упругости и температуры законам идеального газа (законы Бойля-Мариотта и Гей-Люссака), при лучеиспускании уменьшается в объёме, но температура его ири этом повышается. На основании этого можно следующим образом представить себе эволюцию средней звезды: в начале это—огромный газовый шар сравнительно низкой (5.000°) температуры; он ярок, потому что огромен,

хотя яркость квадр. метра на его по“ верхиостн не велика, потому что температура низка; звезда—красный гигант; с течением времени (много миллионов лет) он сжимается, но температура его повышается, и с ней увеличивается яркость кв. метра поверхности и изменяется цвет звезды, она становится желтой, ио попрежиему яркой: убыль объёма и площади компенсируется увеличением яркости кв. метра площади; звезда—желтый гигант; с дальнейшим течением времени объём еще более уменьшается, но температура еще более повышается, цвет становится белым, яркость кв. метра поверхности еще больше, и общая яркость приблизительно прежняя: белый гигант. Но здесь наступает изменение в дальнейшем ходе эволюции: вещество постепенно уже настолько уплотнилось, что перестает подчиняться законам идеального газа; придалънейшем сжатии ие происходит повышения температуры; напротив, продолжающееся излучение тепла вызывает охлаждение звезды, и она, переходя от белой к желтой и потом к красной, идет по линии карликов: уменьшение объёма и параллельное уменьшение яркости квадр. метра поверхности ведет к значительному падению общей яркости; из белого гиганта звезда постепенными переходами становится желтым и затем красным карликом.