ЗИМНЯЯ СЕССИЯ / ксе / Концепции современного естествознания

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 скоростью 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 звезды, подобной Солнцу, может возрасти до 100–150 миллионов километров и даже больше. Это так называемая стадия красного гиганта. Неустойчивос˝ть внешних 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 следующем простом примере, который приводит в одной из своих книг русский физик Артур Чернин. Допустим, космический корабль летит к Земле со скоростью, равной половине скорости света. Когда до Земли остается один светово˝й год, астронавты отправляют радиосообщение. Оно будет при-˝ нято 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