physike akroasis

Туманность, согласно Лапласу, изначально была горячей, по мере охлаждения сжималась и вращалась все быстрее. В плоскости вращения вещество разделилось на кольца, котор˝ые потом собрались в твердые тела. Однако в 1859 году Джеймс Максвелл показал, что превращение пылевого кольца в твердое тело невозможно. И хотя это был чисто теоретический расчет (ведь никто ничего подобного не наблюдал), опровер-˝ жение Максвелла произвело большое впечатление.

Оказалось также, что гипотеза Канта – Лапласа не способна объяснить существующее между планетами распределени˝е момента количества движения: Солнце имеет лишь 1/50 его часть, почти все остальное приходится на Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун, и это при том, что Солнце в 1000 раз массивнее своего ближайшего окружения.

Тогда стали появляться гипотезы о катастрофическом образовании нашей системы. Например, Т. Чемберлен, Д. Джинс и некоторые другие рассматривали возможность того, что проходившая совсем близко от первозданного Солнца звезд˝а вызвала выброс солнечного вещества, которое потом остыло˝ и распалось на отдельные капли – будущие планеты.

Но снова возник вопрос об угловом моменте. По расчетам получалось, что объяснить его можно, лишь допустив не сбли˝- жение, а столкновение Солнца с другой звездой. Джинс сделал оценку вероятности такого события, и она оказалась очень низкой: любая звезда имеет право на столкновение один раз за 600 квадриллионов лет (6Ч1014). Однако возраст мира оценивается сейчас всего в 13,7 миллиарда (1,37Ч107). И хотя маловероятное не значит неосуществимое, физики почт˝и перестали принимать во внимание такую возможность.

В конце концов, исследователи вернулись к гипотезе Канта – Лапласа. Основные поправки к ней сделали уже упоминавшийся Отто Шмидт, а также Фред Хойл (Британия, 1915–2001) и Ханнес Альвен (Швеция, 1908–1995). Шмидт предполагает, что туманность изначально была холодной и шарообразной – размером в несколько световых лет. Затем вследствие вращения она сплюснулась, а частицы в ней собр˝а- лись в большие сгустки. Заняло это несколько сот миллионо˝в лет. Удары привели зародыши планет во вращение, самый большой сгусток вещества в середине облака превратился в˝ звезду.

Хойл со своей стороны добавил, что первоначальное Солнце имело магнитное поле, которое взаимодействовало с остальным облаком. По этой причине вращение Солнца стало

81

замедляться, а облако отдаляться от его поверхности. Так и˝ возникло измеряемое распределение углового момента.

Поправки Шмидта, кроме того, до некоторой степени объясняли даже закон Тициуса, согласно которому, как уже сообщалось, отношение размеров больших полуосей орбит со˝- седних планет почти постоянно и равно 1,75 ± 0,20.

Другие планетные системы. Существование иных миров (т. е. планетных систем) предполагал еще Джордано Бруно шестнадцатом столетии. Но только в последние десятилетия˝ ХХ века эту догадку подкрепили эмпирическими данными.

Обнаружить планеты у далеких звезд можно, например, следующим образом. Если у звезды есть естественные спутни˝- ки, то по законам тяготения все эти тела обращаются вокруг˝ общей точки тяжести, и это проявляется, в частности, в отклонении звезды от строго линейного пути. Получается, что˝ планета и звезда как бы раскачивают друг друга, и это отражается на спектре светила (эффект Доплера). Таким способом˝ можно рассчитать ряд важных величин – массу планеты, период ее обращения, особенности орбиты.

Другой способ состоит в том, что если луч зрения земного наблюдателя лежит в плоскости планетной орбиты или составляет с ней очень небольшой угол, то планета будет пери˝- одически проходить на фоне своей звезды, немного уменьшая˝ ее светимость, и периодически заходить за свою звезду, и тогда светимость системы «звезда + планета» тоже будет уменьшаться. Выход планеты из-за звезды будет отмечен скачкообразным возрастанием светимости. Существующие о˝р- битальные телескопы уже способны уловить столь незначи- тельные колебания излучения. А по изменению спектра пытаются определять даже химический состав атмосферы план˝е- ты.

К апрелю 2013 года было открыто уже около 900 «внешних» планет, как их часто называют. Из них:

•640 огромных газовых планет, очень похожих на Юпитер и Сатурн;

•136 планет, близких по размерам к Нептуну и Урану;

•96 газовых или твердых планет, превосходящих Землю по массе от двух до десяти раз;

•16 твердотельных планет, сходных с Землей, Венерой и Марсом.

Большая часть этих планет находится от Солнца на расстояниях от десяти до одной тысячи световых лет, но некоторые удалены даже более чем на десять тысяч.

82

С тех пор вышеприведенные числа, вероятно, уже заметно выросли, поскольку с 2011 года планеты у других звезд открывали обычно со скростью три штуки в неделю. Общее же количество планет в нашей Галактике оценивается сейчас в˝ 100 миллиардов.

Звезды. Длительное время – с IV века до н. э. по XVI век н. э. – в европейской науке господствовала мнение о том, что˝ звезды представляют собой шарообразные сгустки светлог˝о эфира. Что звезды могут быть телами, подобными Солнцу, стало более или менее ясно не раньше конца XVI – начала XVII века, когда распространилось коперниканское учение. Поскольку, согласно Копернику, Земля движется, а рисунок созвездий не меняется (точнее, меняется столь незначител˝ьно, что мы не можем этого заметить), то звезды, составляющие созвездия, должны находиться очень далеко от нас. Следова˝- тельно, они большие и яркие – как Солнце, а маленькими и тусклыми кажутся из-за огромного расстояния. Изучение спектров звезд, начавшееся во второй половине XIX века, подтвердило их родство с нашим дневным светилом.

В настоящее время главными признаками звезд считаются масса, размер и особенности излучения – так называемый спектральный класс.

Масса звезды по расчетам не может составлять менее 8% от массы Солнца. Если меньше, то соответствующее небесное˝ тело просто не сможет стать звездой: температура и давлен˝ие в его центральных областях будут недостаточны для того, чтобы там начались термоядерные реакции синтеза тяжелых˝ элементов, что обеспечило бы излучение. Наибольшая возможная масса звезды, по мнению физиков, может превышать солнечную в 200–250 раз. Скопления вещества еще большей массы предположительно уже не могут образовывать цельны˝е, устойчивые тела. Что касается размеров, то уже известно несколько звезд (например, VY Большого Пса, VV Цефея А, WOH G64, V354 Цефея), радиус которых в 1,5–2 тысячи раз превосходит солнечный.

Основные спектральные классы обозначаются следующими латинскими буквами: O, B, A, F, G, K, M. Для облегчения запоминания этой последовательности русский астроном Б˝о- рис Воронцов-Вельяминов придумал такое предложение: «Один бритый англичанин финики жевал, как морковь». Первые буквы слов здесь указывают на виды спектра. Существует еще несколько подобных правил для запоминания, в том числе на других языках.

83

Спектральный класс – это условный цвет звезды:

О – голубые звезды

– бело-голубые А – белые

F – желто-белые G – желтые

К – оранжевые М – красные

Âдействительности они различаются температурой поверхности: у звезд классов О и В она, вероятно, может достигать˝ даже 50 тысяч градусов (эта величина продолжает уточняться); у звезд классов К и М – 2500–3000 градусов.

Внутри каждого класса выделяется еще десять подклассов, которые обозначаются символами от 0 до 9. Например, спектральный класс Солнца согласно данной типологии – G2.

Спектральные классы О и В условно называются ранними, классы К и М – поздние. Остальные, получается, средние, промежуточные.

Введены также дополнительные классы:

W или WR – сверхгорячие звезды (до 100 тысяч градусов) S – звезды с повышенным содержанием циркония

C – звезды с повышенным содержанием углерода P – спектр планетарных туманностей

Q – спектр сверхновых звезд.

Звезды основных спектральных классов сильно различаются по массе и по времени светимости. Звезды ранних спектральных классов более массивны, отличаются более мощным излучением и поэтому светят сравнительно недолго – в пре-˝ делах нескольких десятков миллионов лет, после чего взрываются. Звезды поздних классов маломассивны, светят слабо˝, но долго – до 15–20 миллиардов лет или даже еще дольше. Солнце, которое в спектральном семействе находится где-то посередине, по расчетам излучает уже 5 миллиардов лет и будет излучать еще 5–7 миллиардов.

По современным данным большую часть своей «жизни» звезды светят за счет того, что в их центральных областях протекают реакции слияния ядер атомов более легких элеме˝н- тов в ядра атомов более тяжелых. Реакции такого рода сопро˝- вождаются выделением огромного количества излучения, но˝

84

требуют совершенно особых, невероятно жестких условий: так, в ядре Солнца температура достигает примерно 15 миллионов градусов, давление – 350 миллиардов атмосфер, а плотность газа – 140–180 г/см3.

В недрах звезд могут происходить следующие превращения элементов:

H → He

He → C, O

C → Ne, Na, Mg

O → Si, P, S, Cl, Ar, K, Ca

Si → Sc, Ti, V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni

Fe → n (нейтроны)

При взрыве массивной звезды (вспышка сверхновой) в течение очень короткого времени может происходить образ˝о- вание элементов более тяжелых, чем даже железо и никель, –˝ причем, по-видимому, любых.

Светят звезды в основном за счет первой реакции – превращение водорода в гелий. Остальные реакции могут начать˝- ся только после исчерпания водорода в центральных област˝ях светила, что свидетельствует о его скорой смерти. Конец жизни звезды зависит по расчетам от ее общей массы и массы˝ ее ядра, в котором идет синтез тяжелых элеменов. Здесь, как считается, есть три возможности. Сначала. однако, обрисуем˝ картину в общем виде.

Под действием собственного тяготения любая звезда стремится сжаться (поскольку все звезды – достаточно массивные тела), а давление излучения, рождающегося в ее ядре стремится звезду разорвать. Между этими силами устанавливает˝- ся определенное равновесие. Но когда излучение ослабевает или прекращается по причине нехватки ядерного топлива (например, водорода), ничем не сдерживаемое тяготение начи˝- нает свою работу – звезда сжимается, температура и давление в ее ядре повышается, что запускает реакцию следующего уровня (например, превращение гелия). Затем все повторяет-˝ ся.

Теперь перейдем к трем вариантам конца звездной жизни. Возможность 1. Если масса звезды не превышает 8– 10 масс Солнца, а масса ее ядра не более 1,4 солнечных, то ядерные реакции в ней закончатся на втором уровне – превращение гелия в углерод и кислород. Когда водород в ядре закончится, звезда схлопнется, температура в ядре повысится

85

до 150–200 миллионов градусов, что сделает возможными реакции с участием гелия. При этом неизбежно повысится температура в прилегающих к ядру областях, вследствие чег˝о там начнется «горение» водорода. Оболочку светила от этог˝о сильно раздует – радиус зведы, подобной Солнцу, может возрасти до 100–150 миллионов километров и даже больше. Это так называемая стадия красного гиганта. Неустойчивость в˝нешних слоев легко приводит к тому, что они отрываются от ядра и разлетаются в пространстве, образуя так называемую˝ планетарную туманность, которая со временем полностью рассеется и станет невидимой. Внутри планетарной туманно˝- сти некоторое время еще будет светить так называемый белы˝й карлик, ядро бывшей звезды – небольшое, размером с планету, небесное тело, состоящее, по-видимому, в основном из гелия, углерода и кислорода. Когда гелий будет исчерпан, звезда начнет остывать, что может растянуться еще на миллиард лет. После этого белый карлик станет черным.

Возможность 2. Если масса звезды больше 8–10 масс Солнца, а масса ядра примерно от 1,4 до 2,5 солнечных, то после исчерпания водорода и гелия запускаются реакции с участием углерода и кислорода. «Горение» этих элементов часто протекает взрывообразно, что приводит к полному раз˝- лету вещества звезды. Если же этого не случилось, в ядре образуются элементы так называемого «железного пика» (Fe, Ni и др.). Ядра их атомов способны захватывать электроны, вследствие чего начинается нейтронизация вещества: электроны как бы вдавливаются в протоны и сливаются с ними. Ядро резко сжимается, ударная волна разбрасывает в пространст˝ве поверхностные слои звезды. Итогом всего этого является образование очень маленького небесного тела (диаметром н˝е более нескольких десятков километров), состоящего из ней˝т- ронов и железа. Нейтронное вещество чрезвычайно плотное, тяжелое и находится в сверхтекучем состоянии. Оно заклю- чено внутри твердой оболочки из почти чистого железа. Это˝ так называемая нейтронная звезда. Из-за своих небольших размеров такие тела скоро остывают, но длительное время продолжают быстро вращаться, имеют мощное магнитное поле и посылают в пространство узконаправленные лучи высокочастотных электромагнитных волн.

Возможность 3. Если масса звезды больше 8–10 масс Солнца, а масса ее ядра больше 2–3 солнечных, то давление вещества в ядре не успевает остановить его самопроизволь˝ное сжатие под действием тяготения. Развивается так называем˝ый

86

гравитационный коллапс, и ядро звезды превращается в «чер˝- ную дыру».

О «черных дырах» мы уже говорили в разделе, посвященном теории относительности. Что касается их «ближайших родственников» – нейтронных звезд, то первые из них были открыты в 1967 или 1968 году (в разных источниках приводятся разные данные). Это сделали Джозелина Белл (Британия, род. 1943) и Энтони Хьюиш (Британия, род. 1924). Существование же таких звезд в 30-е годы XX века предсказали сначала Лев Ландау, а потом Вальтер Бааде и Фриц Цвикки. Планетарные туманности впервые обнаружил еще в конце XVIII века Вильям Гершель.

Туманности, галактики и квазары. Еще во времена Галилея, а именно в 1612 году, на небе были обнаружены светящие размытые пятна, разнообразные по виду и мало похожие на звезды. Они потом получили название туманностей. Симон Майр (Германия, 1570–1624) в своей работе впервые упоминает туманность в созвездии Андромеды, а Николя Клод Фабри де Пейреск (Франция, 1580–1637) – туманность в созвездии Ориона.

Много новых туманностей – в Орионе, Стрельце, Кентавре, Антиное, в Геракле и Андромеде – обнаружил Эдмунд Галлей (Британия, 1656–1742). Некоторые из них были похожи на скопления звезд, другие – просто на светлые пятна. Галлей решил, что это, должно быть, и есть тот самый свет без звезд, свет сам по себе, о котором говорится в Законе Моисея (если верить этим книгам, свет был создан раньше светил).

Туманности породили немало споров. Помимо вышеприведенной точки зрения были высказаны и другие соображения: например, что туманности – это отверстия в небе, сквозь которые внутрь него пробивается сверхчистый огонь, или чт˝о это быстро вращающиеся звезды. Никто не мог сказать точ- но, где они находятся – внутри Млечного пути или уже за его пределами.

Томас Райт Дерхем (Британия, 1711–1786) полагал, что звезды объединяются в скопления, те в свою очередь – в скопления более высокого порядка и так далее. И все мироздание заполнено подобными системами. Тела, обращающиеся вокруг Солнца, собраны около некоторой плоскости; звезды,˝ которые мы видим, – тоже. Доказательство этому – Млечный путь. А что до туманностей, так это отверстия, сквозь которы˝е просвечивает огненное небо.

87

Заметим, что в основе этого взгляда лежит древнее эллинское учение, согласно которому все сущее шарообразно и состоит из трех областей – небо (в пределах сферы Луны), порядок, или по-эллински космос (от сферы Луны до сферы неподвижных звезд), и крайний Олимп (пространство чистого˝ беспримесного огня за неподвижными звездами).

Точку зрения Дерхема относительно мироздания вскоре поддержали Иммануил Кант (Германия, 1724–1804), Руджер Иосип Бошкович (Хорватия, 1711–1787) и Иоганн Генрих Ламберт (Германия, 1728–1777).

Согласно Канту, звезды сосредоточены в некоторой плоскости (подобно околосолнечным телам). Звезды подвижны, но заметить их перемещение трудно – мешают большие расстояния. Однако иногда мы все-таки это наблюдаем – когда на небе появляется новая звезда там, где раньше ее не было. Это означает, что некое далекое светило вошло в поле видимост˝и. Центром Млечного пути должно быть какое-то очень тяжелое тело, которое тянуло бы к себе все остальные звезды, подобно тому как Солнце тянет планеты. Самое тяжелое тело – это наверняка и самая яркая звезда, а таковой является Сириус˝. Далее Кант утверждал, что светлые туманные пятна на небе ˝– звездные системы, наподобие Млечного пути. Они тоже как будто располагаются вблизи некоторой плоскости.

Бошкович склонялся к мысли о бесконечном разнообразии порядков мироздания. Ламберт был несколько более осторожен: он выделил три основных уровня – планеты с их лунами, Солнце и другие звезды с планетами, Млечный путь и подобные ему скопления. Впрочем, существование образований более высокого порядка он не отрицал.

Вильям Гершель (Британия, 1738–1822) в конце XVIII века нарисовал первое изображение Млечного пути, увиденного как бы со стороны (чего людям, вероятно, еще долго не удастся сделать, даже если все предположения относительн˝о распределения звезд верны). Но допущения, из которых Гершель здесь исходил, были сомнительными, что он и сам потом признал. А именно он полагал, что все звезды одинаковы по светимости, что межзвездное вещество не поглощает˝ свет, так что его ослабевание находится в зависимости иск˝лю- чительно от расстояния; что звезды Млечного пути распреде˝- лены в пространстве равномерно; и, наконец, что его – Гершеля – телескоп достаточен для наблюдения самых удаленных светил этой системы. Размеры Млечного пути, согласно Гершелю, такие: примерно 5800 на 1100 световых лет.

88

Гершель также впервые высказал мысль, что среди наблюдаемых в телескопы туманностей одни представляют собой скопления звезд, наподобие Млечного пути, т. е. галактики, другие – рассеянное вещество, из которого в дальнейшем вполне могут образоваться звезды. Это было новое для тех времен предположение.

Âсередине XIX века Густав Кирхгоф (Германия, 1824– 1887) и Роберт Бунзен (Германия, 1811–1899) совместно разработали метод спектрального анализа и объяснили нек˝о- торые особенности излучения Солнца. Вскоре после них Джованни Донати (Италия, 1826–1873) впервые разложил в спектр свет полутора десятков звезд. Это было в 1860–62 годах. Исследование спектров в наши дни – одно из главных занятий астрономов.

Весто Слайфер (США, 1875–1969), сличая спектры Солнца и туманности в созвездии Андромеды, обнаружил, что они весьма сходны. Из этого следовало, что туманность, возможно, состоит из звезд, подобных Солнцу. Он же заметил смещение цветов от голубого к красному концу в спектрах некоторых туманностей. Это явление потом стали называть «красным смещением».

Â1912 году Слайфер, изучая спектр туманности Андромеды, пришел к выводу, что она летит на нас со скоростью 300 километров в секунду. Это вытекало из правила Доплера

îсмещении линий в спектре. Слайфер поначалу усомнился в правильности своих выводов. К 1917 году он измерил скорости в общей сложности 25 туманностей и выяснил, что большинство из них удаляется от нас, некоторые приближаются, но скорости во всех случаях оказались весьма внушительны˝- ми – до 1100 километров в секунду. Слайфер заключил, что туманности, скорее всего, не зародыши новых солнечных систем, и что они разбегаются.

Суть так называемого эффекта Доплера можно пояснить на следущем простом примере, который приводит в одной из своих книг русский физик Артур Чернин. Допустим, косми- ческий корабль летит к Земле со скоростью, равной половин˝е скорости света. Когда до Земли остается один световой год˝, астронавты отправляют радиосообщение. Оно будет принято˝ на Земле через год. За это время космический корабль пролетит половину светового года, после чего отправит второе˝ радиосообщение. Его примут на Земле еще через полгода.

Таким образом, промежуток времени между отправкой сообщений с корабля составляет один год, а промежуток времени˝

89

между их приемами на Земле составляет всего полгода. Если˝ же бы корабль удалялся от Земли и посылал сообщения с расстояния в 1 и 1,5 светового года, время между испусканием сигналов по-прежнему составляло бы один год, тогда как между приемами оно возросло бы до полутора лет. В общем виде: если некоторая точка пространства, в которой происх˝о- дят какие-то события, приближается к наблюдателю, то для него промежуток времени между событиями будет меньше, чем для наблюдателя, находящегося в этой точке; если она удаляется, то больше. В качестве таких событий можно взять˝ что угодно, например, волновые пики и спады. Значит, если источник света будет двигаться к нам, мы увидим, что частот˝а излучения увеличилась; если он будет удаляться от нас, ча- стота излучения уменьшится. Это и есть эффект Доплера.

Харлоу Шепли (США, 1885–1972) собрал в 1915–18 годах сведения примерно о семидесяти шаровых звездных скоплениях, пересмотрел расстояния до них и обнаружил, что они сами в свою очередь составляют шарообразное образование˝. При этом Солнце далеко отстоит от его середины – примерно˝ на 35 тысяч световых лет. Размер всего образования – 100 тысяч световых лет, его центр находится в направлении созве˝з- дия Стрельца. Поэтому стали считать, что там находится и центр Млечного пути, центр нашей Галактики.

В 1924 году Эдвин Хаббл (США, 1889–1953) и Джордж Ричи (США, 1864–1945) рассмотрели отдельные звезды в волокнах двух туманностей, одна из которых находится в созвездии Андромеды, а другая – в Треугольнике. А в 1929 году Хаббл объявил, что измерил расстояния до них и обнаружил, что красное смещение в спектрах далеких галактик тем боль˝- ше, чем дальше они от Земли.

Физики приняли это, и, таким образом, в конце 20-х – начале 30-х годов XX века произошел своего рода переворот: раньше считалось, что мироздание устойчиво, теперь стали думать, что оно раздувается из некоего исходного сверхмал˝ого состояния («большой взрыв»). Здесь имело место нечто вроде чудесного совпадения: с одной стороны, разбегание галакти˝к вытекало из особенностей их спектра, с другой – то же самое следовало из уравнений общей теории относительности. Ког˝да два разных метода приводят к одному и тому же, это производит большое впечатление.

Вальтер Бааде (США, 1893–1960) через 20 лет после Хаббла разглядел отдельные звезды в ядре туманности Андроме˝- ды и еще в некоторых галактиках. Он пересмотрел взгляды на˝

90