> Энциклопедический словарь Железнова, 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 совреме′нное 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 соответствовать одной из двух стадий развития звезды: либо с повышающейся, либо с понижающейся температурой. II Локнер подметил, что, например, красные звезды со спектрами, сходными в главных чертах, можно, однако, разделить на два класса, различающиеся лишь немногими и не бросающимися в глаза линиями спектра: один класс со звездами, у которых в процессе эволюции температура возрастает, и другой, у звезд которого она | убывает. Эта теория не была, однако,! принята в свое время всеми астроно-j мами, так как основания ее казались недостаточно убедительными. }

Между тем, благодаря увеличению i точности определения взаимного рас-, положения звезд на небе, в особенности i вследствие построения длиннофогсус-1 пых труб и применения фотографии, с ] конца прошлого века и особенно в наj шем веке стало быстро расти число ззезд, 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 Рэссель более подробными статистическими исследованиями подтвердил, что по абсолютной яркости звезды разделяются надвегруппы: в одну входят звезды всех цветов, спектров и температур, но все приблизительно одинаковой абсолютной яркости, примерно в 100 раз ярче Солнца; в другую группу входят звезды, у которых абсолютные яркости определенным образом связаны ео 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 красные

; звезды бывают либо очень яркие (ги-j г&кты), либо очень слабые (карлики); I промежуточных яркостей, около яркости Солнца, у красных звезд не бывает; :у желтых звезд разница не так резка, но все же явственна; белые звезды принадлежат обеим группам; наконец, оказались еще звезды, преимущественно голубоватого цвета, которые в несколько сот раз ярче Солнца (т. н. сверхгиганты). Для этих замечательных соотношений между абсолютной яркостью, с одной стороны, и спектром, с другой стороны, вскоре же после обнаружения пх было составлено и соответствующее теоретическое объяснение, применяя основную идей всяких космогонических теорий, а именно,

что (смотрите космогония) существующие | одновременно различные состояния j звезд представляют собой последовательные во времени состояния каждой из 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 плотности, 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.

Эта теория в 1913—15 гг. нашла себе общее признание, и мы видим, что она очень похожа иа теорию Н. Ло-киера. Она указывает, что звезды-гиганты должны быть гигантами не только по яркости, но и по размерам. И действительно, существование огромных и именно красных звезд было подтверждено и другими соображениями, основанными на результатах наблюдений. Если мы зиаем кажущуюся яркость звезды и ее расстояние от нас, то можно вычислить, во сколько раз она, скажем, ярче, чем наше Солнце. С другой стороны, если мы (по спектру) знаем ее температуру, те можно вычислить, во сколько раз один квадр. метр ее поверхности светит, скажем, ярче, чем кв. метр поверхности Солнца. Сопоставляя общую яркость звезды и яркость кв. метра ее поверхности (то и другое сравнительно с Солнцем), можно вычислить, во сколько раз поперечник звезды больше или меньше, чем поперечник Солнца. Таким сравнительно простым путем и было вычислено, что есть звезды, и именно красные, гигантских размеров, с поперечниками в 100, 200 раз более поперечника Солнца. В 1920-х годах эти вычисления были подтверждены еще прямым путем, когда при помощи интерферометра были измерены угловые диаметры некоторых звезд.

Кроме громадности звезд в начальной стадии их развития, приселенная теория гнгаитов-карликов предполагает еще и малую плотность звезды, по крайней мере в той же начальной стадии ее развития. И в этомотношениЕ некоторые довольно прямые результаты наблюдений соответствовали теории. Именно, изучение движений в системах двойных звезд (смотрите звезды, XXI, 36 сл.) привело астрономов к заключению, что по массам звезды мало разнятся друг от друга, что за немногими исключениями наиболее массивные звезды в 20—10 раз массивнее Солнца и что у наименее массивных масса в 10—20 раз меньше массы Солнца. Следовательно, при огромных размерах гигантов их средняя плотность получается действительно очень малой, в крайних случаях гораздо меньше плотности воздуха на поверхности земли. Независимо от этого, исследования звезд типа Алголя (смотрите звезды, XXI, 39) также могут доставить представление о средней плотности звезд и показывают, что иа ряду со звездами такой средней плотности, как наше Солнце, существуют звезды с гораздо меньшей плотностью, в крайних случаях меньше плотности воздуха. Таким образом, все подтверждало правильность теоретического объяснения гигантов и карликов—эволюцию типической звезды от красного гиганта до красного карлика.

Ко второму десятилетью XX в относится и начало работ Эддингтона 0′ внутреннем строении звезд. Исходным положением и здесь было допущение, что звезда состоит из идеального газа. В каждом объёме, который мы можем, мысленно выделить в любом месте внутри звезды, три фактора нужно принять во внимание: 1) давление, которое оказывают на этот объём выше (то есть дальше от центра) лежащие слон,— давление, происходящее от взаимного притяжения частиц по закону Ньютона; 2) температуру, по необходимости, как и давление, возрастающую к центру звезды; от давления рассматриваемый объём должен сокращаться, от температуры расширяться; 3) наконец, световое давление, стремящееся расширить объём звезды; так как температура внутри звезды во всяком случае достигает нескольких миллионов градусов,—чем ближе к центру, тем выше,— то лучи света, преимущественно испускаемые при этом, имеют крайне короткую длину волны (смотрите излучение, XXI, 480 сл., закон Вина), а следовательно должны при распространении внутри звезды в значительной мере поглощаться, и от допущения величины коэффициента поглощения их в значительной мере зависит эффект давления света, то есть расширение объёма звезды. Определить же или знать наперед этот коэффициент поглощения мы не можем, и нельзя обойтись без той или иной гипотезы относительно его величины в различных частях звезды. Задача, поставленная Эддингтоном, заключается в том, чтобы, учитывая влияние указанных трех факторов, иайти распределение внутри звезды температуры и давления, имея в виду, что физическое состояние звезды во всех частях устойчивое, то есть звезда не находится, например, в процессе непрерывного расширения, что количество излучаемого ей тепла постоянно, что распределение плотности и температуры внутри звезды не изменяется прогрессивно—все это в пределах сравнительно небольшого промежутка времени, например 10, 100,1000 лет.

С некоторыми допущениями, без которых невозможно было решить составленные уравнения, Эддингтон пришел к заключению, что такой газовый шар может существовать лишь в том случае, если его масса заключается в известных пределах, а именно в пределах приблизительно от 10м до 10м граммов; а масса Солнца равна какраз 2.10м гр. Таким образом теоретически были определены пределы массы, при которой может существовать звезда как целое: приблизительно, от ю раз больше Солнца до 10 раз меньше Солнца; они согласны (смотрите выше) с теми пределами массы звезды, какие получаются из наблюдений. При этом, между прочим, оказалось, что абсолютная яркость звезды зависит от ее массы.

Все эти рассуждения были проведены теоретически для звезд с малой средней плотностью, то есть находящихся в стадии гигантов. Но когда Эддингтон внес в диаграмму, показывающую связь между абсолютной яркостью и массой звезды, также и звезды заведомо не с малой средней плотностью, то оказалось, что и они отличу укладываются в одну кривую со звездами малой плотности. Получалось, следовательно, заключение, что и в звездах со значительной средней плотностью вещество ведет себя все же так, как идеальный газ, то есть как вещество, имеющее при обычных условиях земных лабораторий малую плотность.

Получался, физический парадокс. Разрешение его было найдено в следующем соображении, основанном на современных представлениях о строении атома. Как известно, для наглядного объяснения различных явлений, в особенности спектров различных химических элементов, было создано такое представление об атоме какого-либо элемента, что в нем вокруг центрального ядра, заряженного положительным электричеством, движутся, как планеты вокруг Солнца, но по гораздо более сложным путям и следуя более сложным законам движения, атомы отрицательного электричества, электроны. Таким образом, объём атома определяется не столько суммою объёмов центрального ядра и электронов, сколько размерами крайней, самой большой, орбиты самого дальнего электрона. При температурах земных опытов атомы, по крайней мере большинство их, сохраняет такую структуру, и законы идеального газа сохраняют свою силу, пока вследствие сжатия среднее расстояние между инди-видуумами-атомами не станет меньшенекоторого предела. Но при высоких температурах внутри звезды, вследствие возрастающей с температурой скорости движения атомов и от этого более сильных ударов прн встречах их между собою, большая часть атомов может потерять значительную долю своих электронов, в крайнем случае все атомы распадутся до конца. Тогда В прежнем объёме может поместиться гораздо больше индивидуумов {положительных ядер и электронов) про таком же среднем расстоянии между ними, как прежде между атомами (в том лее зале, в котором без тесноты и толкотни могут перемещаться с места на место 10 хороводов по 10 человек в каждом, поместится гораздо более, чем 10×10 человек при той же свободе движения, если хороводы разбить на отдельных лнц). Иными словами, при высокой температуре, вследствие распадения атомов на части, в определенном объёме поместится гораздо больше материальных частиц, чем при низкой температуре, и при: этом все же расстояния можду ними ! будут настолько велики, что вещество будет вести себя, как идеальный газ, подчиняясь законам Бойля-Мариотта, и Гей-Люссака. Следовательно, выводы, полученные для звезд малой средней плотности, будут годиться и для звезд большой плотности именно вследствие высокой температуры, в несколько миллионов градусов, внутри звезды.

Но если так, то вся прелестная и прельстительная теория развития типичной звезды от красного гиганта до красного карлика теряет всякое основание. Она и прожила, примерно, десять лет: 1914—1924. Более того. В последние годы было найдено несколько так называемым белых карликов. Первым из них был спутник. Сириуса (ер. XXXIX, 40/41). Из изучения движения его относительно Сириуса была найдена орбита спутника; в связи с иею из наблюдений движения Сириуса среди близких к нему на небесном своде звезд было найдено отношение масс Сириуса и спутника, а так как и расстояние Сириуса от иае известно, то можно было найти и самые массы по сравнению с массой Солнца. Оказалось, что масса.епутника составляет

4/s доли массы Солнца; по кажущейся ! яркости (спутник представляется нам звездой 82 зв. величины) и по расстоянию можно вычислить, что на деле спутник в 360 раз слабее Солнца. Очень трудно было определить спеклр спутника вследствие его слабости и близости яркого белого Сириуса; но все же в 1914 году Адамс (на горе Вильсон) сфотографировал ого спектр, и. оказалось, что спектр типа А, спутник белый. Если же известен спектр, а следовательно яркость квадр. метра поверхности и, кроме того, общая яркость звезды, то (смотрите выше) можно вычислить ее размеры; оказалось, что по размерам спутник представляет нечто среднее между Землей и Ураном; масса же у него большая, и отсюда можно вывести, что средняя плотность в 60.000 больше плотности воды, в 3.000 раз более плотности самого плотного вещества на земле (платины) и, как картинно выразился Эддингтон, „одна т.а вещества спут-никапомещается в спичечной коробке“. Этот результат был так неожидан и поразителен, что естественно было желать подтверждения его еще « другой точки зрения. И подтверждение было получено. Дело в том, что по теории отноентельноетп Эйнштейна длины волк света, испускаемого каким-либо самосветящпмся толом, зависят от силы тяжести на поверхности излучающегосветила; чем больше сила тяжести, тем больше длина волны светящегося вещества. На Солнце это увеличение длины волны едва заметно по сравнению с-земными источниками света, потому, говорит теория, что сила тяжести па Солнце недостаточно превосходят силу тяжести на Земле. Но в случае спутника Сириуса с его массой, почти равной массе Солнца, и при его радиусе, в несколько десятков раз меньшем радиуса Солнца, сила тяжести, по теории Эйнштейна, должна вызвать значительное увеличение длины волн. Очень трудное исследование этого вопроса было произведено Адамсом и показало согласие теории и наблюдений. Таким образом, факт возможности существования чудовищно плотной материи, и именно в белых карликах, вряд ли можно подгвергать сомнению- С тех пор было найдено еще несколько белых карликов. всего теперь известно их около пятка. Чем же объяснить такую огромную плотностье Какое это веществое Ответ дается теми же, вышеприведенными соображениями о распаде атома на составные части и неминуемо следующим из этого уплотнением мате“ рпп, требующей для себя меньше места, нлп; лучше сказать, способной уместиться в гораздо меньшем объёме сравнительно с тем случаем, когда атомы не раздроблены и образуют просторные системы вращающихся электронов. Конечно, необходимо для этого допустить очень высокую температуру внутри звезды, порядка нескольких (40) миллионов градусов.

Помимо всех этих соображений касательно плотности вещества в звездах, еще одно соображение говорпт против первоначальной теории гигантов и карликов, соображение, касающееся источника энергии в звездах. Если объяснять, как в упомянутой теории, теплоиспусканпе звезды ее сжатием, то вычисление показывает, что, например, Солнце от первоначального объёма, простиравшегося по меньшей мере до орбиты Нептуна, до теперешнего его объёма должно было сжаться в течение каких-нибудь 20 миллионов лет; а между тем геологические (н отчасти биологические) соображения требуют только для смены различных периодов в истории земной коры промежутка времени около 1.000 миллионов лет. Для стадии гигантов от красного до белого дастся при этой теории лишь сотня тысяч лет. Все это заставляет отказаться от такой изящной и простой теории, и это не потому, что тсорпя сжатия неверна, напротив, основания ее не возбуждают сомнения; но потому, что она не полна, что главный источник звездной энергии заключается не в сжатии звезды. Этот источник готовы искать теперь, во-первых, во внутриатомной энергии, и, во-вторых, в тех соображениях современной физики, по которым излучение энергии связано с уничтожением материи. Но множество трудных вопро-1 сов препятствует созданию 3. н. т. I Эддингтон („Звезды и атомы“) говорпт: |

„Трудно сказать, какую теорию нужно : считать принятой сейчас. Теория иа-ходится в плавильном тигле, и мы j ждем каких-либо удовлетворительных результатов. Сомнению подвергнута вся схема, и мы готовы пересматривать почти каждое положение. Я предположу временно, что прежняя теория была права в том смысле, что после-; дователыюсть эволюции ведет от наи-| более диффузных к наиболее плотным звездам. Я не чувствую, впрочем, уверенности в этом“.

| Если оглянуться на все вышеизло-j женное, то мы увидим, что речь шла,

: пожалуй, более о внутреннем строении i звезд, чем об эволюции их; однако, это | не случайно, это лишь подтверждает [ ту мысль, что создать теорию Э. и. т. можно лишь, располагая достаточным количеством результатов наблюдений, и что раз созданная теория должна, молено сказать, ежедневно доказывать свою жизнеспособность, объясняя все новые ц новые факты, добываемые наблюдениями. Иначе ее должна еме-| нить другая. Вопросы сегодняшнего | дня в этой области настолько трудны,

′ требуют для их разработки такого глу-1 бокого знакомства с современной фи-! зикой и математикой, что на всей зем-

! ле находится лишь около десятка лиц,

I могущих созидательно работать в ′этой области. На передовых постах—

1 англичане, и из них Эддиигтон,

; Джинс, Мили иа пользу наукинесорат-I ники, а соперники.

Не все звезды—одниочки, как наше ! Солнце. Третью, и, может быть, боль-!ше, чем третью, часть всех звезд со-! етавляют двойные звезды. Их образо-j ванне вряд ли можно рассматривать : как результат сближения двух одино-;чек; скорее должно думать, что пар-I пая звезда образуется из одной массы. ! Теоретические исследования процес-! сов, происходящих при вращении мае-| сы, показывают, что при ускорении 1 вращения (а это ускорение по законам, механики должно происходить при 1 уменьшении объёма звезды вследствие : сжатия) тело может принять несимметричную форму в роде груши (апиоид) и при такой форме прп дальнейшем ускорепип вращения масса должна разделиться на дсе части. Это былапоказано давно относительно несжимаемой жидкости. Джинс распространил эти результаты и на случай газовых масс. Конечно, всякая неравномерность распределения материала относительно центра, иапр. существование двух или более ядер в первоначальной массе, особенно должна способствовать разделению ее на части. После того как масса разделилась, обе части ее вращаются одна вокруг другой, конечно почти соприкасаясь, и мы имеем очень тесную двойную звезду, двойственность которой может быть обнаружена разве только наблюдениями над ее спектром {см. XXI, 38). Но две такие звезды не могут иметь шаровой формы; вследствие взаимного притяжения составляющих их частиц материи, форма каждой из них должна быть вытянута вдоль линии, соединяющей их центры, наподобие яйца. И тогда начинают разыгрываться сложные явления т. иаз. приливного характера (потому что действующие силы аналогичны силам, вызывающим на Земле явления приливов и отливов). Эти явления заключаются, главным образом, в том, что расстояние между звездами, составляющими пару, постепенно увеличивается, и орбита, первоначально по необходимости круговая, начинает становиться все более эллиптической. Это согласно с тем, что дают наблюдения {см. XXI, 39). Если даже удовлетвориться такой схемой образования двойной звезды, то дальше возникают еще вопросы, требующие ответа для полного решения задачи. Раз обе звезды в паре одинакового возраста; то почему зависит различие в физических свойствах компонентове Почему спутник Сириуса по физическим свойствам так отличается от самого Сириусае Почему в затмеиных (или типа Алголя) звездах очень часто меньшая звезда бывает белая, яркая, а бблып&я светит гораздо слабее и, вероятно, красным цветоме Все эти факты остаются пока -без объяснения.

Эволюция солнечной системы образует особую главу в Э. и. т. Мы не аиаем, и трудно вообразить, как можно было бы это узнать, насколько часто встречаются во вселенной такие системы, как наша, то есть звезда с неболь

шими спутниками, планетами. Они так малы по сравнению е Солнцем и так слабы по яркости, что при рассматривании в самые сильные телескопы невозможно подметить подобные им предметы рядом с яркой звездой, и в то же время на основании невидимости их нельзя отрицать возможности существования подобных систем. Мы не зиаем, следовательно, в этом случае, как знаем это в мире звезд, никаких подобных сосуществующих предметов, которые давали бы нам хоть некоторые указания иа последовательные стадии развития планетных систем, подобных иашей системе. Мы должны считаться с единственным известным нам конечным фактом, и одно это обстоятельство является причиной множества гипотез, придуманных для объяснения этого факта. Во всех них, согласно требованию Канта, „дается материя“ и, кроме того, движение, и каждый автор показывает, как могла образоваться вокруг Солнца семья планет.

Наиболее известная и до этих пор находящая себе приверженцев, это— гипотеза Лапласа {см. XXV, 268/69), но в конце XIX в начинают появляться и новые гипотезы для объясиеиия образования планетной системы. Невозможно излагать их здесь все и подробно, но необходимо указать, по крайней мере, на некоторые новые идеи в этом вопросе. В гипотезе Фая центральное ядро ие предполагается существующим с самого начала; кольца материн, из которых формируются планеты, образуются внутри вращающейся туманности, прежде чем из центральной части образуется Солнце; таким образом, у него планеты оказываются старше, чем Солнце. В обеих этих гипотезах, и некоторых других, образование солнечной системы рассматривается как постоянная эволюция первоначальной массы, без вмешательства других масс. Гипотезы последнего времени, напротив, характеризуются тем, что авторы их вводят, как существенный фактор, столкновения небесных тел.

Гипотеза Си предполагает зарождение планет так: во вращающуюся туманность, которая сама по себе могла обратиться и действительно обратилась только в Солнце, случайно попадали извив сравнительно небольшие массы материн; если их пути были сильно наклонены к акватору туманности, то они проходили через нее и уходили дальше; но если плоскость их движения почти совпадала с плоскостью экватора туманности, то вследствие сопротивления среды движение некоторых из них могло настолько замедлиться, что они стали вращаться уже вокруг Солнца; их пути, первоначально по необходимости сильно эллиптические, должны были вследствие сопротивления среды (это можно строго доказать) постепенно приближаться к круговым; в это же время к этим массам присоединялись те части туманности, которые встречались на hi пути, и так постепенно образовывались планеты—по зарождению „пленники Солнца”, а не его „дети“, как у Лапласа, или „братья”, как у Фая. Что все планеты движутся в одну сторону, можно объяснить тем, что те массы-плеииики, которые первоначально двигались против вращения туманности, встречали слишком большое сопротивление и упали на Солнце. Спутники планет, по гипотезе Си, также рассматриваются как пленники планет. В этой гипотезе более непринужденно, чем в других гипотезах, объясняется появление спутников, вращающихся в обратную сторону, чем большинство тел в солнечной системе.

В гипотезе, предложенной американским геологом Чомберлеиом и математически разработанной астрономом Мультоном, исходным моментом образования планетной системы является временное сближение двух уже сформировавшихся звезд-одиночек, влекущее за собой катастрофические следствия. При таком сближении двух звезд каждая из них должна утратить свою сферическую форму; на стороне, обращенной к мимо бегущей звезде, и на противоположной стороне должны образоваться выступы (явление, аналогичное приливам, которые производят Луна и Солнце в водной оболочке Земли, но гораздо более грандиозное), и при достаточном сближении из недрзвезды могут в этих противоположных местах вырваться фонтаны газа, материя которых расположится в виде двух более или менее широких спиралей. завернутых в одну сторону наподобие спиральных туманностей (смотрите), но только гораздо меньшего масштаба; частицы этого газа постепенно, когда приблизившаяся звезда уже уйдет обратятся в мелкие частицы материи, в роде пыли, затем камешков (авторы гипотезы назвали их плаиетеза маляма, можно было бы сохранить название′ метеоров). Эти планетеаимали движутся вокруг Солнца по самым разнообразным путям, приблизительно эллипсам, но все в одном направлении и приблизительно в одной плоскости, сообразно с направлением движения звезды, произведшей эту катастрофу. Планетезимали сталкиваются друг с другом и постепенно образуют все большие массы, будущие планеты. Мультон показал, что вследствие столкновений орбиты этих постепенно растущих масс будут тем более приближаться к круговой форме, чем чаще будут столкновения, то есть, в конечном счете, чем массивнее будет формирующаяся планета. Этому рассуждению соответствует то обстоятельство, что в нашей планетной системе наибольшие эксцентриситеты имеют малые планеты и меньшие из больших (Меркурий и Марс). Образование спутников в этой гипотезе похоже на образование планет.

Гипотеза Джинса тоже построена на катастрофе и даже более значительной, чем гипотеза Чемберлена. Джиис предполагает такое близкое и такое быстрое прохождение одной звезды мимо другой, что в результате его происходит истечение вещества из недр звезды, преимущественно лишь на одной ее стороне, именно на той, которая обращена к мимо идущей звезде, потому что на этой стороне „приливное” действие этой звезды вследствие ее близости будет значительно больше, чем на другой стороне. Бурное истечение материи из недр происходит в виде струи, которая лежит в плоскости относительного движения обеих звезд; истечение достигает максимума во время наибольшего сблиясення звезл, затем постепенно ослабевает, по мере удаления звезд друг от друга. В результате вокруг каждой звезды остается материал, вышедший из ее недр, пз более крупных частей которого образуются ббльшае планеты, из более мелких—меньшие. Орбиты их первоначально, конечно, не круговые, могут стать со временем круговыми, так как планетам придется двигаться в той туманности, которая окружит звезду после катастрофы и вещество которой со временем либо упадет на Солнце, или рассеется в пространстве. Образование спутников происходит, по Джинсу, подобным же образом, причем „катастрофы“ происходят с каждой будущей, еще не сформировавшейся, планетой в то время, когда она по своему первоначально сильно эксцентрическому пути близко подходит к Солнцу в своем перигелии.

Из этого краткого очерка наиболее известных (далеко не всех) гипотез о происхождении планетной системы видно, какие существенно новые идеи привлекаются к решению этого вопроса на смену или в дополнение к идее Лапласа. Конечно, автор каждой гипотезы старается развить ее основную идей до конца, и это делает каждую гипотезу более или менее односторонней, так как все явления объясняются влиянием одного фактора. Вполне возможно предполагать, чтоб природе образованиекаждойпланетной системы шло не точь в точь по той или другой гипотезе, что здесь играли роль различные факторы, и, молсет быть, не все планетные системы образовались по одному шаблону. Мы не имеем данных для суждения об этом, потому что, как уже сказано, на деле мы знаем только одну планетную снстему-нашу. Поэтому эта задача труднее, чем задача об эволюции звезды, как таковой, без спутников.

Есть еще небесные светила, представляющие организованные системы, это—скопления звезд (смотрите), особенно шарообразные, и спиральные туман почти (смотрите). Последние своей формой, естественно, возбуждают мысль, что произошли они вследствие столкновения огромных масс материн, порядка многих миллионов звезд, но как представлять себе этн массы в их первоначальном состоянии, на это мы никаких указаний не имеем.

Такая же неопределенность окутывает тайну образования шарообразных скоплений. И в заключение необходимо повторить, что „время выводив в космогонии еще не наступило“.

Литература. На яиеющнхоя на pyt-e. я>. книг можно особенно рекомендовать: Полак, И.Ф., „Нрогсхоислыше псолепной“ (краткий, ио чппспИ об ор р .ЧЛн’ПМХ T.oipufc), 1,;,Д. Комм. Ун. им. Cc-ju-лова. М. 1 J; ДС.ыгссичесние KoCMoronji′iet-Kiie гн-нотезы“ (язвлечевпв из орш’я.-тлыгых работ Каэти, Лапласа. Фал, Дарвина, Пуанкаре), ГПЗ, ICCO; „Строение и эволюция псоле oioli- (сборник статей раздмчгшх автор»»), сосг. А. А. Михайлов, из>. Ко“,м. Уп. им. Свердлова, ШО; Эддингтон, А., „Звезды и атомы- iсопрем, взгляды), ПК!, i!»; Джане, Дме., Эддингтон, А., „Современное ре. нагие Roeijii′ieecoft фнзш5н“, ГИЗ, 1928; оатьи к ясурпа.таг, нанр. „Мироподеш-в“, т. XIX, Л5 3-4, б-н, 1У30.—Сиоцнальвыл работы: Ро>псагё, „Locoes

sur lea hypotheses oosmoxoi.iques“, Paris, НИЗ; Jeans, J-, „Problems of Cosmeg >oy and Stellar Dynamics“, 10:0; Eddington, Я., „′I ho internal Constitution of the Stars“, 1020, corn nostous. пер. с дополнениями автора: Eddington, А., „Пег innero Aufhan der Sternc“, deutsch vnu И. von der Pahlen, 1928; J,\

J., „Astronomy and Cosmogony“, 15215; м:урпяльш„в стать к препмугцестпевпо n „Mont. ]y N-tiws of the R. Astronomical Society“, London. С. ВлПЖ£(>.