Радиоактивность в звездах?
В 1896 г. Анри Беккерель открыл явление естественной радиоактивности урана. Спустя два года Мария Склодовская-Кюри обнаружила это явление у тория, а затем супруги Кюри открыли радий — наиболее интенсивный из радиоактивных элементов.
Как это часто бывает, новые открытия в одной науке получили неожиданное применение в другой. Открытие радиоактивности позволило геологам и геофизикам разработать метод определения возраста горных пород с помощью «урановых часов»: сравнивая количества содержащегося в породе урана и конечного продукта его распада — свинца-206, можно было рассчитать, сколько времени прошло с момента образования той или иной горной породы. Этот метод вскоре позволил окончательно установить, что возраст Земли измеряется миллиардами лет, а значит, возраст Солнца — не меньше. Представление о том, что возраст Земли не превышает 100 миллионов лет, опиравшееся на авторитет лорда Кельвина, было поколеблено, а вскоре навсегда ушло в область истории.
С другой стороны, самопроизвольное выделение энергии при радиоактивном распаде наводило ученых на мысль, что подобный процесс мог происходить и в недрах Солнца. Но какой элемент служил основным поставщиком энергии? Радий? Нет, у него слишком короткий период полураспада— всего 2800 лет. Интенсивность излучения «радиевого» Солнца быстро падала бы: за 20 тысяч лет — в 100 раз, за 40 тысяч лет — в 10 000 раз и так далее.
Уран и торий? Их период полураспада достаточно велик и измеряется миллиардами лет (4,5•109 лет у урана и 14•109 лет у тория). Но совершенно невозможно предположить,
чтобы уран и торий, которые на Земле встречаются в ничтожных количествах, составляли заметную долю массы Солнца. Кроме того, «урановое Солнце» давало бы совершенно недостаточный выход энергии.
При радиоактивном распаде происходит некоторая потеря массы: сумма масс продуктов деления на 1/4000 меньше массы первоначального атома. Известный английский астрофизик Джемс Джинс еще в 1904 г. высказал мысль, что энергия Солнца и звезд может возникать за счет «уничтожения материи».
В то время у большинства физиков не было полной ясности в вопросе о взаимоотношении между материей и энергией. Научные и идеологические шатания приводили многих физиков и философов к идее о возможности превращения массы в энергию, а значит, о нарушениях законов сохранения материн и энергии. Эти взгляды были подвергнуты жестокой критике В. И. Лениным в его замечательном философском сочинении «Материализм и эмпириокритицизм» (параграф «Материя исчезла»).
А между тем еще в 1900 г. русский физик П. Н. Лебедев установил экспериментально наличие светового давления и доказал тем самым материальность света, а значит, и любых видов излучения. Наконец, в 1905 г. Альберт Эйнштейн открыл закон эквивалентности массы и энергии Е = mс2, (с — скорость света). Теперь мы знаем, что материя не уничтожается при ядерном или радиоактивном распаде, а переходит из одной формы (вещество) в другую (поле излучения). Излучаемые при распаде радия или урана гамма-кванты имеют вполне определенную массу:
Джемс Джинс в течение многих лет деятельно занимался проблемой источников звездной энергии. При этом он не раз бросался из стороны в сторону, пробуя то один, то другой механизм. Известные физикам радиоактивные элементы не обеспечивают выход солнечной энергии? Так, может быть, в недрах Солнца есть еще неизвестные науке элементы? Все места в таблице Менделеева заполнены, но ведь могут существовать элементы и тяжелее урана (в этом Джинс оказался прав, хотя первый трансурановый элемент — нептуний — был открыт только в 1940 г.).
Что же привело Джинса к идее о том, будто в недрах Солнца и звезд могут находиться радиоактивные трансурановые элементы, выделяющие энергию?
В 1923 г. копенгагенский физик Г. Крамере опубликовал работу, в которой выводил простые и удобные формулы для расчета коэффициента поглощения рентгеновских лучей атомами водорода и других элементов. Казалось бы, этот вопрос не имеет никакого отношения к источникам звездной энергии. Но Джинс сразу ухватился за формулы Крамерса. Ведь в недрах Солнца и звезд температуры настолько высоки, что излучаться должны именно коротковолновые рентгеновские лучи. А главное, из этих формул следовал тот факт, что коэффициент поглощения пропорционален отношению Z2/А, где Z — атомный номер, а А — атомный вес поглощающего элемента. Но это отношение растет по мере продвижения вдоль таблицы Менделеева от легких элементов к тяжелым. Оно равно единице для водорода, 5,2 — для натрия, 12 — для железа, 33 — для свинца, 36 — для урана.
С другой стороны, коэффициент поглощения излучения входит в соотношение, связывающее светимость звезды с ее массой. Кроме него в это соотношение входят температура поверхности звезды и эффективный молекулярный вес вещества звезды. Температура и светимость определяются непосредственно из наблюдений звезд, массы легко определить с помощью III закона Кеплера для двойных звезд (для одиночных звезд они находятся иначе, но также по данным наблюдений). Таким образом, можно было по наблюдательному материалу определить среднее значение коэффициента поглощения звездного вещества.
Эту работу и проделал Джинс в 1926 г. Результаты были поразительны. Большинство значений Z2/А, определенных таким путем, соответствовало элементам тяжелее урана. Кроме того, выявился еще один любопытный факт: наибольшие значения отношения Z2/А соответствовали звездам, которые, по представлениям Джинса, были наиболее молодыми. По мере старения звезд злополучное отношение убывало. Получалось, что энергия в недрах звезд создается за счет превращения элементов (притом тяжелых, трансурановых) в более простые, легкие. Вот откуда вывел Джинс свою гипотезу о радиоактивном распаде трансурановых элементов в недрах звезд.
Надо сразу же оговориться, что представления о возрасте и направлении эволюции звезд у Джинса были довольно путаные и неправильные. Основным признаком, определявшим возраст звезды, Джинс считал ее массу. Зная, сколько массы теряет звезда за счет излучения, он мог рассчитать, сколько лет назад ее масса была в 2, 4, 10, 100 раз больше современной. Так как звезд с очень большими массами (больше 100 масс Солнца) не существует, то из этих расчетов можно было оценить сравнительный возраст звезд.
К вопросу о возрасте и направлении эволюции звезд мы вернемся ниже, здесь же мы хотели лишь пояснить ход рассуждений Джинса.
Его гипотеза о радиоактивном распаде трансурановых элементов в недрах звезд не получила поддержки у других ученых. Она была основана на единственном, хотя и довольно прочном (как считал Джинс) основании — на формулах Крамерса. Правда, Джинс приводил и другие доводы: ближе к центру звезды должны были, по его мнению, концентрироваться более тяжелые атомы. А кроме того, атомы легче атомов урана не могли, как мы уже видели, обеспечить наблюдаемый поток энергии, излучаемой Солнцем, в течение достаточно длительного времени.
Но «прочное» основание оказалось не таким уж прочным. Правда, более точные кваитовомеханические расчеты вскоре подтвердили справедливость формул Крамерса для водорода и водородоподобных атомов. Но применение их для других атомов и ионов (а таких большинство) могло привести к ошибкам, доходящим до двух порядков (т. е. в сотню раз). А самое главное, в 1939 г. американский астрофизик Р. Вильдт показал, что основным, и притом весьма мощным поглощающим агентом в недрах звезд являются не атомы металлов, как полагали до этого теоретики (наталкиваясь из-за этого на целую серию противоречий), а отрицательные ионы водорода — протоны с двумя электронами вместо одного. Но у второго электрона энергия связи, удерживающая его вблизи атома водорода, очень мала — всего лишь 0,75 электрон-вольта (чтобы оторвать первый, основной электрон, надо затратить почти в 20 раз большую энергию). Поэтому излучение, идущее из недр звезды, интенсивно расходуется на отрыв присоединенных электронов и на превращение отрицательных ионов водорода в нормальные атомы.
Так разрушилось «прочное основание» гипотезы Джинса. Но еще задолго до этого астрофизики обратились к другим возможным источникам звездной энергии.
Аннигиляция? Синтез элементов?
В 1897 г. известный английский физик Дж. Дж. Томсон, много лет возглавлявший кембриджскую школу физиков, открыл элементарную частицу материи, заряженную отрицательно, - электрон. Было еще далеко до того времени, когда Пол Дирак докажет необходимость существования такой же положительной частицы — позитрона. Это случится лишь в 1928 г., а экспериментально позитрон будет обнаружен еще четырьмя годами позже. Но мысли о «положительном электроне» уже витали в воздухе на рубеже двух столетий.
В 1900 г. еще один кембриджский физик-теоретик Джозеф Лармор выпустил книгу «Эфир и материя», в которой описывал образование положительного и отрицательного электронов при вращении силовой трубки вокруг внутренней оси. Далее Лармор осторожно указывал на возможность спадания стенок трубки, сопровождающегося уничтожением обоих электронов и выделением энергии.
Но положительный электрон обнаружить пока что не удавалось, а протон уже был открыт. Ядра атомов считались состоящими из протонов и электронов (нейтрон тоже был неизвестен). Поэтому первой формой гипотезы аннигиляции — взаимного уничтожения положительных и отрицательных частиц — было представление о возможности столкновения протонов и электронов.
Уже в 1904 г. Джемс Джинс высказал предположение о том, что энергия Солнца и звезд образуется в результате подобного процесса. Но серьезная попытка применить эту идею к объяснению, откуда берется энергия звезд и Солнца, была предпринята лишь спустя 20 лет почти одновременно двумя учеными. Один из них был американский астроном Генри Норрис Рессел, широко известный своими исследованиями в астрофизике, звездной астрономии и космогонии, один из авторов знаменитой «диаграммы Герцшпрунга — Рессела», создатель одной из первых теорий звездной эволюции. Другой — не менее выдающийся английский астрофизик, специалист в области физики звезд Артур Сгенли Эддингтон. Джинс назвал Рессела и Эддингтона соответственно отцом и отчимом гипотезы об аннигиляции как источнике звездной энергии, потому что Рессел опубликовал свою работу с изложением этой гипотезы в английском журнале «Нейчур» («Природа») в августе 1925 г., а Эддингтон—девятью месяцами позже, в мае 1926 г.
Рессел и Эддингтон не могли дать строгой теории предложенного ими механизма. Более того, они ясно видели стоящие на пути трудности, физические и астрономические. В своей книге «Внутреннее строение звезд», изданной в 1926 г., Эддингтон так оценивал положение:
«Я думаю, что чистый физик склонен рассматривать наши рассуждения о субатомной энергии как неосновательные домыслы; если это так, то он глубоко заблуждается относительно положения астронома. Здесь нет неограниченной фантазии, далекой от наблюдаемых фактов. У астронома очень много фактов, и он чувствует обязанность как-то комбинировать эти факты, чтобы навести порядок».
Эддингтон попробовал сам «навести порядок» среди астрономических фактов. Он сравнил физические свойства Солнца и звезды-гиганта Капеллы, имеющей ту же температуру поверхности, что и Солнце. С единицы поверхности Капелла излучает столько же энергии, сколько и Солнце, но с единицы массы — в 30 раз больше. С другой стороны, средняя плотность Солнца в 620 раз превосходит плотность Капеллы, а температура в соответственных точках (т. е. на тех же долях радиуса) у Солнца в 4 с лишним раза больше, чем у Капеллы. Казалось бы, скорость освобождения внутриатомной энергии, если только она зависит от температуры и плотности, должна возрастать у более горячих (в недрах) и плотных звезд. Получалось же как раз наоборот.
Возможный ответ состоял в том, что Солнце — более старая звезда, а Капелла черпает энергию из более щедрого источника, который на Солнце уже исчерпан. Это вводило для интерпретации астрономических данных, помимо двух уже известных нам факторов: температуры и плотности, третий, усложняющий фактор — степень истощения запасов энергии.
Но Капелла —двойная звезда. Она состоит из двух неравных по массе звезд-компонент. Можно полагать, что они имеют равный возраст, т. е. образовались одновременно (как полагал Эддингтон, путем разделения одной большой звезды, но это в данном случае не играет роли). Поскольку более массивная звезда должна была излучать больше энергии на единицу массы, ее запасы энергии должны были истощиться в большей степени, чем у второй звезды. Но... более массивная звезда с «оскудевшими» запасами энергии, да вдобавок с меньшей температурой и плотностью, излучает не слабее, а сильнее (в расчете на единицу массы), чем меньшая компонента. «Крайне нелепый парадокс!» — восклицает по этому поводу Эддингтон.
Оставалось, однако, еще одно предположение. Допустим, что запас энергии в звездах практически неистощим, но механизм использования его включается лишь при определенных условиях, например при достижении в недрах звезды некоторой критической температуры. Пока эта температура не достигнута, излучение звезды поддерживается за счет каких-то других, не столь мощных источников внутриатомной энергии (например, за счет синтеза элементов, о котором речь будет идти ниже). Но если звезда разогреется до критической температуры, начинается аннигиляция протонов и электронов, и звезда начинает как бы пожирать самое себя. Ее масса будет, хотя и медленно, но постепенно уменьшаться. Между тем, если допустить, что основным источником звездной энергии является синтез элементов, сколько-нибудь заметной потери массы звезда испытывать не будет. Идея Эддингтона о критической температуре впоследствии полностью подтвердилась, хотя и ее значение, рассчитанное Эддингтоном (40 миллионов градусов), и предполагавшийся им механизм освобождения энергии оказались ошибочными.
И Эддингтон, и Рессел, и Джинс учитывали возможность другого, альтернативного механизма рождения энергии в недрах звезд — за счет синтеза элементов. И в первую очередь синтеза гелия из водорода.
Идея синтеза элементов еще в 1914—1916 гг. буквально «носилась в воздухе». Ее высказали независимо В. Харкинс, Мак-Миллан и некоторые другие физики.
В 1918 г. ученик Дж. Дж. Томсона Френсис Астон, все в том же Кембридже, с помощью сконструированного нм нового прибора — масс-спектрометра смог определить !очные атомные веса водорода и гелия. Оказалось, что атом гелия содержит лишь 3,97 массы атома водорода, а не ровно 4,00, как следовало ожидать. Дефект массы составлял примерно 1/130 массы самого атома. По-видимому, эта величина представляла собой ту долю вещества, которая превращалась в излучение. Значит, при образовании одного атома гелия из четырех атомов водорода выделялось какое-то количество энергии, которое нетрудно было подсчитать по формуле Эйнштейна Е = mс2. Оно равнялось
0,03 •(1,67• 10-24) • (9 • 1020) = 4,5 • 10-5 эрг.
Вспомнив, что за одну секунду Солнце излучает 3,8•1033 эрг энергии, мы легко найдем, что ежесекундно в недрах Солнца должно синтезироваться примерно 1038 атомов гелия. Переводя это число в граммы, мы получим, что на Солнце за секунду должно перерабатываться в гелий 7•1014 г водорода, за год 2•1022 г, или 2•1016 т, за миллиард лет 2•1025т , т. е. около одного процента солнечной массы. Потеря массы за счет излучения составляла при этом менее 0,01% массы Солнца.
Но как «собрать» атом гелия из четырех атомов водорода? Вероятность того, чтобы четыре атома одновременно столкнулись между собой даже в условиях тех высоких температур и плотностей, что царят в недрах звезд, крайне мала. Она не может обеспечить нужного количества таких «четверных» столкновений, а значит, и образования необходимого количества энергии. Гипотеза синтеза зашла в тупик. Надо было как-то разобраться в возникших противоречиях.
«К несчастью, факты до сих пор не укладываются в удовлетворительную схему, и до сих пор мы ищем ключ»,— так характеризовал положение в 1926 г. Артур Эддингтон.
Ключом к пониманию проблемы источников звездной энергии должно было явиться решение вопроса: расходует ли звезда на протяжении своей жизни значительную долю своей массы или нет?
О чем говорят спектры
Эддингтон был совершенно прав, говоря, что у астронома слишком много фактов и он обязан навести в них порядок. К началу XX в. наблюдательная астрономия добилась больших успехов. По наблюдениям двойных звезд с помощью обобщенного III закона Кеплера можно было определять их массы. Созданная трудами В. Вина, Дж. Рэлея, М. Планка теория распределения энергии в спектрах звезд позволила определять их поверхностные температуры и интенсивность излучения с единицы поверхности. Но зная расстояние до звезды и ее видимый блеск (звездную величину), можно было определять ее полную силу света (светимость), а поделив ее на интенсивность излучения с единицы поверхности, определять величину этой поверхности, а значит, и радиусы звезд. По массе и радиусу легко определяется средняя плотность звезды. Но это было далеко не все.
Спектральный анализ, могучее оружие астрофизики, пущенное в ход во второй половине XIX в., давал в руки астрономов богатую информацию, которую не так просто было освоить и понять. Спектры разных звезд отличались друг от друга. У одних звезд наблюдались в основном интенсивные линии поглощения водорода. У других (как у Солнца) эти линии были сравнительно слабы, но зато проявлялись многочисленные линии металлов: натрия, кальция, магния, железа. У третьих звезд наблюдались какие-то еще непонятные линии, напоминавшие линии водорода, но сильно смещенные. Были обнаружены и такие звезды, у которых в спектре наблюдались наряду с темными и яркие линии.
Надо было как-то разобраться в этих особенностях, классифицировать звездные спектры, а затем сравнить их с другими, уже известными характеристиками звезд.
Первую попытку создать классификацию звездных спектров предпринял в 1863—1868 гг. итальянский астрофизик Анджело Секки. Изучив (притом визуальным методом!) спектры около 4000 звезд, сопоставив их тщательные зарисовки, он разделил все звездные спектры на 4 типа:
- I тип — белые и голубовато-белые звезды с сильными водородными линиями,
- II тип — желтые звезды с многочисленными линиями металлов в спектре,
- III и IV типы -- красноватые звезды с полосами, имевшими оттенения (канты) с красной н с фиолетовой стороны соответственно.
Классификация Секки, уточненная Г. Фогелем, применялась около 30 лет, пока не была заменена более совершенной Гарвардской классификацией.
Значительный сдвиг в этой области произошел после того, как в 1872 г. Генри Дрэпер в США сумел сфотографировать спектр звезды. Одновременно фотографирование звездных спектров начал Уильям Хеггинс в Англин. До своей смерти (в 1882 г.) Генри Дрэперу удалось получить фотографии спектров всего 50 звезд. Он, вероятно, не мог и подумать, что через 8 лег после его смерти выйдет в свет первый «Каталог Генри Дрэпера» (Henry Draper Catalogue), содержащий спектры 10000 звезд. Гарвардская обсерватория, которой Дрэпер завещал свои приборы и средства, под руководством неутомимого энтузиаста этого дела Эдуарда Пикеринга начала систематически фотографировать и анализировать спектры звезд. В 1897 г. мисс Антония Мори разработала сложную классификацию звездных спектров с 24 классами. Именно из-за своей сложности эта классификация не привилась. Более удобную классификацию, применяемую и поныне, предложила мисс Энн Кенион. А в 1918—1924 гг. был издан девятитомный большой Henry Draper Catalogue, содержавший 225000 спектров звезд! Номера по этому каталогу с прибавлением букв HD (Henry Draper) употребляются до сих пор для обозначения и спектров и самих звезд (особенно спектрально-двойных).
Вот как выглядит Гарвардская классификация спектров звезд (спектральные классы в ней обозначаются большими буквами латинского алфавита)
- О — горячие голубые звезды с весьма заметными линиями ионизованного гелия, ионов азота, углерода и кислорода; температура на поверхности 20—30 тыс. градусов.
- В — бело-голубые звезды с преобладающими линиями нейтрального гелия; заметны также линии водорода, азота, углерода, кислорода и кремния; температура около 15000°; такие спектры имеют, например, звезды пояса Ориона.
- А — белые звезды с интенсивными линиями водорода; температура около 10000°; примеры — Сириус, Вега.
- F — беловато-желтые звезды; наряду с линиями водорода появляются линии металлов и их ионов; температура 8000°; примеры — б Близнецов, Канопус.
- G — желтые звезды с многочисленными линиями металлов и ослабленными линиями водорода; температура 6000°; примеры — Солнце, Капелла.
- К — оранжевые звезды с усиленными линиями ионизованного кальция; начинают появляться полосы окиси титана; температура 4500°; примеры — Арктур, Альдебаран.
- М — красные звезды с полосчатым спектром (преимущественно окиси титана); температура 3000°; примеры — Антарес, Бетельгейзе.
- N, R, S —очень красные звезды с выделяющимися полосами молекул окиси углерода и циана (R, N) и окиси циркония (S). Звезды этих классов (как и класса О) очень редки; температура их около 2000°.
Убывание температуры по мере перехода от звезд классов О и В к классам М и N навело Г. Фогеля на мысль, что именно таков путь эволюционного развития звезд. Поэтому спектральные классы О — F стали называть «ранними», a G — S — «поздними». Но вскоре выявилось еще одно интересное обстоятельство.
Еще в 1897 г. мисс Мори заметила, что у одних звезд поздних спектральных классов линии некоторых элементов выглядят широкими, а у других звезд тех же классов — узкими, но усиленными. Вскоре выяснилось, что поведение этих линий удивительным образом связано со светимостью звезд. Какое значение это имело для физики звезд и звездной астрономии вообще, мы скоро узнаем.
В 1900 г. известный спектроскопист и теоретик Норман Локиер обратил внимание на то, что самые узкие линии, найденные мисс Мори (которые она назвала с-линиями), соответствуют линиям искрового спектра, в отличие от других линий, присутствующих только в дуговом спектре.
Теперь мы знаем, что линии искрового спектра соответствуют ионизованным атомам. Почему же у различных звезд с одной и той же температурой атомы либо сильно ионизованы, либо нейтральны?
Продолжение следует
Бронштэн В.А. Гипотезы о звездах и Вселенной
|
