> Энциклопедический словарь Гранат, страница > Эта теория в 191з15 гг

Эта теория в 191з15 гг

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.