Жизненный путь звезды
К проблеме: как протекает жизненный путь звезды — можно было подойти с нескольких позиций.
Можно было подвергнуть тщательному анализу диаграмму Герцшпрунга — Рессела и сделать из него какие-то космогонические выводы.
Можно было, задавшись каким-то определенным механизмом пополнения звездной энергии и зная, как зависит интенсивность излучения от массы, радиуса и температуры звезды, попытаться теоретически рассчитать ход эволюции звезды.
Можно было взять за основу условия лучистого и конвективного равновесия и построить семейство устойчивых моделей звезд, а затем сравнить их с данными наблюдений.
Астрономы и физики шли по всем трем направлениям, неуклонно приближаясь к решению проблемы.
Первые попытки проследить жизненный путь звезды были весьма робкими. О некоторых из них мы уже рассказывали. Применение законов Лейна к гипотезе гравитационного сжатия Гельмгольца — Кельвина уже принесло новый результат: сжимающаяся звезда должна разогреваться (температура изменяется обратно пропорционально радиусу!), пока увеличение плотности не замедлит сжатие настолько, что расход энергии превысит приход. Тогда звезда начнет остывать. Эволюционный путь звезды, таким образом, уже сто лет назад представлялся состоящим из двух ветвей: восходящей и нисходящей. А. Риттер в 1883 г. прямо указывал на то, что красные гиганты находятся на восходящей, а красные карлики — на нисходящей ветви эволюции.
Оригинальную гипотезу происхождения звезд путем конденсации из метеорной материи предложил Норман Локиер в своем выступлении 17 ноября 1887 г. перед Лондонским королевским обществом. Развивая свою гипотезу дальше, Локиер опирался не только на теоретические выводы Лейна и Риттера, но и на результаты исследований спектров звезд.
Схема эволюции звезд по Локиеру выглядит так.
Схема эволюции звезд по Локиеру.
В начале жизненного пути находятся красные гиганты типа Антареса (класс М), затем звезда проходит стадии оранжевого гиганта, как Альдебаран (К5), желтого гиганта, как Полярная (Ив), белого гиганта, как Денеб (А2) и Ригель (В8). На вершине эволюции находятся самые горячие голубые звезды: у Парусов и £ Кормы (класс О). На нисходящей ветви последовательно располагаются бело-голубые звезды, как Ахернар (В5), белые, как Сириус (А0), бело-желтые, как Процион (F5), желтые, как Солнце (G) и Арктур (К), наконец, красные карлики, как 19 Рыб (N). Дальше звезда угасает и становится темной.
Но Локиер, разрабатывая свою схему эволюции звезд, исходил из убеждения, что известные нам химические элементы состоят из еще более простых элементарных частиц, которые он называл «протоэлементами». Эти частицы не были едины для всех элементов, как известные ныне протон, нейтрон и электрон, а носили более «индивидуализированный» характер. Так, водород, по Локиеру, при высокой температуре распадается па «протоводород», который и дает усиленные линии в спектре — с-линии, по классификации мисс Мори. Железо превращается в «протожелезо» и дает линии искрового спектра, и т. д.
В действительности «протоводород» оказался ионом гелия, другие усиленные линии оказались принадлежавшими ионам металлов. Но идеи Локиера, окончательно сформулированные им в 1900 г., спустя 13 лет в несколько ином виде (без метеорной гипотезы и «протоэлементов») были развиты Генри Норрисом Ресселом в его гипотезе эволюции звезд, основанной на известной нам диаграмме.
13 июня 1913 г. он доложил свою гипотезу на собрании Королевского астрономического общества в Лондоне. Спустя полгода, 30 декабря 1913 г., он повторил свой доклад на съезде Американского астрономического общества.
«Если мы расположим звезды, которые мы изучаем, в порядке возрастания плотности, то мы должны начать с гигантских звезд класса М и затем проследить ряд гигантов в порядке, обратном тому, в каком обычно располагаются спектры, до звезд классов А и В и далее при все еще возрастающей, хотя уже и медленнее, плотности перейти вниз на последовательность карликов в обычном порядке изменения спектральных классов, встретив на пути Солнце, к тем красным звездам (снова в класс М), которые являются самыми слабыми из известных в настоящее время звезд», —так описывал Рессел свою гипотезу.
Первая гипотеза звездной эволюции Ресеела получила всеобщее признание. Но ненадолго. Спустя 12 лет сам автор гипотезы приступил к ее пересмотру. И для этого у него было немало оснований.
В результате работ Дж. Джинса, А. Эддингтона и самого Г. Н. Рессела стало ясно, что основным источником энергии в звездах является не гравитационное сжатие, а какой-то иной механизм, сопровождаемый переходом части вещества в поле излучения.
В 1924 г. А. Эддингтон установил очень важное обстоятельство, состоявшее в том, что ионизованный газ в недрах звезды обладает практически неограниченной сжимаемостью. Таким образом, звездное вещество при любых плотностях ведет себя как идеальный газ.
Кроме того, почти для всех элементов в недрах звезд, за исключением водорода и гелия, средний молекулярный вес µ оказался близким к двум. Действительно, атомы из-за сильной ионизации разделяются там на ядро и электроны. Поэтому для водорода мы получим µ = 1/2 (единичная масса приходится на две частицы: протон и электрон), для гелия µ = 4/3 (4 единицы массы делятся между ядром и двумя электронами), но для натрия µ = 23/12 ~ 2, для железа µ = 56/27 ~ 2 и т. д. Правда, до работы Рессела 1929 г. еще не было известно, что Солнце и большинство звезд состоят в основном из водорода, и Эддингтон ошибочно полагал, что в среднем для всего звездного газа µ = 2.
Большое значение имела также разработка в эти годы теории лучистого равновесия (в основном трудами А. Эддингтона) и вывод Г. Крамерсом формулы для коэффициента поглощения излучения звездной материей, о чем мы уже рассказывали.
В свете этих открытий охлаждение красных карликов следовало объяснять уже не замедлением сжатия из-за уплотнения вещества в их недрах, а ростом непрозрачности звездной материи по мере этого уплотнения.
Перерабатывая свою гипотезу, Рессел исходил из следующих соображений. Главная последовательность на Г — Р -диаграмме — не узкая линия, а довольно широкая полоса. Между тем, если бы все звезды имели одинаковый химический состав, выход энергии па единицу массы определялся бы только температурой и плотностью звезды. Диаграмму «спектр—светимость» можно преобразовать в другую диаграмму: «температура—плотность», и тогда все звезды главной последовательности легли бы на тонкую линию. Раз этого нет, значит, выход энергии зависит от состава вещества, очевидно, того самого вещества, за счет которого эта энергия вырабатывается. Рессел назвал эту «активную» материю «материей карликов» (поскольку значительную часть звезд главной последовательности составляли карлики).
Но на Г — Р -диаграмме была еще ветвь гигантов. Кроме того, в левом нижнем углу диаграммы находилось несколько слабых белых звезд (спутник Сириуса, 40 Эридана В, спутник Проциона), получивших название белых карликов и представлявших некоторое время загадку. При крайне малых размерах они имели массу порядка солнечной, а значит, чудовищную плотность: в десятки и сотни тысяч раз больше плотности воды. Сначала это казалось астрономам необъяснимым, но после открытия Эддингтоном факта неограниченной сжимаемости звездного газа белые карлики перестали быть загадкой.
Рессел предположил, что ветвь гигантов как бы через перекидной мост соединяется на Г—Р-диаграмме с областью белых карликов и так как звезды и здесь не ложатся на узкую линию, то, значит, все дело в том, что и у них выход энергии зависит от содержания некоей «активной» материи, но иного типа, чем у звезд главной последовательности, — «материи гигантов».
Теперь оставалось задаться предположением о начальной массе звезды и о том, испытывает ли она малые или большие потери массы в ходе эволюции. Весь путь эволюции звезды определяется теперь тремя различными механизмами пополнения энергии:
- 1) гравитационное сжатие,
- 2) потребление (т. е. переход в излучение) материи карликов,
- 3) потребление материи гигантов.
Несмотря на то, что нам эти термины кажутся наивными, рассмотрим ход рассуждений Рессела, ибо в принципе именно такими рассуждениями (подкрепленными, разумеется, расчетами) определяют эволюционный путь звезды и в наше время.
Схема эволюции звезд по Ресеелу.
Предположим сперва, что звезда в ходе эволюции теряет лишь малую долю своей массы. На схеме Г—Р-диаграммы линии А А , А'А', А"А" соответствуют устойчивым
состояниям звезд с постепенно убывающим запасом материи карликов, а линии ВВ, В'В' и В"В" — устойчивым состояниям, соответствующим уменьшению запаса материи гигантов. Массивная звезда М1, сжимаясь, нагревается за счет гравитационного сжатия и довольно быстро доходит до состояния G, где начинается потребление материи гигантов. Эволюция звезды замедляется, и она постепенно, расходуя материю гигантов, переходит через G1 в G2. Здесь запас материи гигантов оказывается исчерпанным, и звезда начинает быстро сжиматься, превращаясь из красного гиганта в белый — в точке D. Тут звезда снова задерживается, начиная потреблять материю карликов, и проходит через точки D1, D2. Потеря массы невелика, и звезда лишь немного сместится на диаграмме вниз от линии постоянной массы М1М2.
У звезды малой массы (красного карлика) М"1 путь иной. Сжатие приводит ее в точку D", где складываются благоприятные условия для потребления материи карликов. Пройдя путь D"D1"D2", звезда сжимается до положения G", т. е. до стадии белого карлика. Здесь она замедляет свой путь, потребляя материю гигантов и перемещаясь к точкам G1"G2".
Наконец, звезда средней массы М1' после первой фазы сжатия достигает точки D', спустя некоторое время она начинает потреблять материю карликов и материю гигантов одновременно и переходит в точку G2', после чего наступает вторая фаза сжатия — до такой стадии уплотнения, когда даже ионизация не может помешать прекращению сжатия и остыванию звезды, уже лишенной каких-либо источников энергии. Та же судьба ожидает звезды, прошедшие точки D2 и G2".
Чтобы все протекало именно таким образом, Рессел должен был приписать материи карликов и материи гигантов особые свойства. Мы помним, что по законам Лейна при сжатии звезды температура Т ~ r-1, а давление p~r-4,
где r — радиус звезды. Но тогда отношение T4p = const и зависит только от массы звезды. Из расположения «полос активности» материи гигантов и материи карликов на Г—P-диаграмме следовало, что первая интенсивно выделяет энергию при низких температурах, если T4p велико, и при высоких температурах, когда это отношение мало (т. е. велико давление). Материя карликов, напротив, выделяет энергию при данной температуре тем интенсивнее, чем больше T4p, т. е. при низких давлениях и плотностях.
Если звезда в ходе эволюции расходует значительную часть «активной» материи, убыль массы становится заметной и эволюционные треки на диаграмме становятся более сложными.
Эволюция звезд по Ресселу с потерей массы.
Попадая в «активную» полосу, звезда как бы увлекается вдоль этой полосы, и ее трек загибается вниз, что отвечает потере массы.
Например, массивная звезда M1 дойдя, как и на предыдущей схеме, после сжатия до точки G, будет пересекать ветвь гигантов по диагонали, а не горизонтально: по линии GG1D. Израсходовав часть материи гигантов, она начинает дальше расходовать материю карликов, перемещаясь вдоль главной последовательности через DD1D2. Исчерпав материю карликов, звезда сжимается и в G2 начинает истреблять остатки материн гигантов, уменьшаясь в массе и в объеме. Таким образом, красный гигант М1 проходит стадии желтого и белого гигантов, а затем желтого, красного и, наконец, белого карлика.
Путь звезды малой массы изображается треком M'D'D'1D'2G', путь сверхгиганта — прерывистым треком, начинающимся в В'.
Несмотря на всю сложность второй гипотезы Рессела и на наличие в ней множества белых пятен (неясна природа обоих видов «активной» материи, способ генерации энергии, причина именно такой зависимости выхода энергии от T4p и T), оба ее варианта дают два основных истолкования Г—Р-диаграммы:
- I) Если звезда почти не теряет массы в ходе эволюции, то густо населенные области на диаграмме соответствуют наиболее устойчивым и длительно существующим состояниям звезд.
- 2) Если звезда в ходе эволюции теряет массу, основные ветви диаграммы отражают последовательное перемещение звезд вдоль них.
К вопросу о том, перемещается ли звезда в течение своего существования вдоль главной последовательности или поперек нее, мы скоро вернемся.
Джемс Джинс подверг вторую гипотезу Рессела резкой критике. Согласно этой гипотезе, переработка «активной» материи в излучение начинается после достижений веществом звезды некоторой критической температуры (по оценке Рессела, 32 миллиона градусов). Но, указывал Джинс, достигнув этой температуры, звезда на этом не остановится, а будет разогреваться дальше (включится новый мощный источник энергии!). Зона сверхкритической температуры будет расширяться, захватывая все новые н новые порции «активной» материи. Поэтому интенсивность излучения такой звезды будет усиливаться спонтанно. Джинс сравнивал подобную звезду с бочонком пороха с искрой внутри него.
Рессел и Эддингтон предприняли немало усилий для того, чтобы устранить противоречия этой гипотезы. Это им удалось ценой введения ряда совершенно искусственных предположений. Груз этих предположений не хуже, чем устраняемые ими противоречия, тянул гипотезу на дно.
Тогда Джинс предпринял общее математическое исследование вопроса о звездной устойчивости и пришел к простому выводу: пустые области на Г—Р-диаграмме соответствуют неустойчивым состояниям звезды. Это был весьма логичный и, в общем, правильный вывод. Но существенно продвинуться дальше Джинсу не удалось. Он считал, что переработка «активной» материн звезды не может зависеть от температуры, как предполагается в гипотезе Рессела, поскольку это противоречило бы «основным положениям физики... и всем нашим сведениям об атомных явлениях». В качестве примера Джинс приводил радиоактивный распад, скорость которого не зависит от температуры.
Основная идея Джинса состояла в том, что:
- а) процесс переработки звездного вещества происходит самопроизвольно и не зависит от температуры звезды;
б) центральные области звезды не находятся в чисто газообразном состоянии, поскольку атомы, ядра и электроны сжаты здесь так тесно, что не могут двигаться свободно, и вещество в центральной области обладает свойствами жидкости.
Это предположение Джинс пытался подкрепить соображениями об образовании тесных двойных звезд путем деления, которое возможно лишь для жидких, но не газообразных масс. Однако ни его гипотеза об образовании двойных звезд, ни гипотеза о квазижидком состоянии центральных частей звезды не получили подтверждения. Не было ни наблюдательных фактов, ни теоретических соображений, которые говорили бы в пользу таких предположений.
Уже в наши дни, в октябре 1968 г., известный английский астрофизик Фред Хойл, выступая с лекцией в Королевском астрономическом обществе, так охарактеризовал спор между Джинсом и Эддингтоном:
«Полемика между Эддингтоном и Джинсом, которая удивляла и развлекала астрономов в течение многих лет, недавно приобрела для меня новый смысл. Для моего поколения Эддингтон был человеком, который говорил все правильно, а Джинс — человеком, который говорил все неправильно».
И дальше Хойл разъяснял, что расхождения между Ресселом и Эддингтоном, с одной стороны, и Джинсом, с другой, не были случайными, а имели глубокие корни,, заключавшиеся в различии принципиального подхода к решению стоявших перед ними проблем.
«Люди, подобные Эддингтону и Ресселу, — продолжал в своей лекции Хойл, — позволявшие себе руководствоваться наблюдениями, пришли к предвидению многих результатов, достигнутых позднее с использованием ядерной физики. При этом они осмеивались физиками своего времени. По иронии судьбы главная причина того, что британские физики не могли считать астрономию серьезной частью физики, заключалась в насмешках, которым подвергли Эддингтона ученые Лаборатории имени Кавендиша (той самой, где работали известные физики Дж. Дж. Томсон и Эрнест Резерфорд. —В. Б.), в особенности за его предположение, что энергию звезд доставляет превращение водорода в гелий. Они говорили ему, что звезды недостаточно горячи для этого, и он с некоторым раздражением советовал им пойти поискать местечко погорячее.
Джинс в то же время сам был физик. Среди специалистов гю теоретической физике он был наиболее опытен в проблемах звездной эволюции. Он ограничил себя общепринятой физикой и пытался заставить астрономию уложиться в картину, даваемую наблюдениями, на том основании, что физика лучше известна, чем астрономия».
Однако и Джинс, отмечает Хойл, иногда «оставлял свою общепринятую физику и позволял себе руководствоваться фактами» и тогда приходил подчас к замечательным умозаключениям. Некоторые из них не потеряли значения и поныне.
Безусловно, в астрономии, как и в физике, факты имеют первостепенное значение. Теоретик, оторвавшийся от фактов, неизбежно потерпит поражение при штурме сложной проблемы. Но факты надо уметь отбирать, анализировать и обобщать. Эддингтон умел это делать и не боялся того, что порой анализ фактов приводил его к весьма смелым и даже революционным представлениям.
В те годы еще один вопрос стал предметом жарких дискуссии между астрофизиками, и в первую очередь между Джинсом и Эддингтоном. Этот вопрос не был изолированным — он составлял неотъемлемую часть общей проблемы. Речь шла о продолжительности существования звезд: измеряется ли она миллиардами(109) или триллионами (1012) лет?
Длинная или короткая шкала?
За первую четверть нашего века взгляды ученых на возраст Земли и Солнца претерпели коренные изменения.
В мае 1904 г. еще молодой Эрнест Резерфорд выступил в Лондонском королевском институте с лекцией о возрасте Земли, в которой нанес удар господствовавшим полвека представлениям Гельмгольца — Кельвина о том, что возраст Земли не превышает 100 миллионов лет. (По Гельмгольцу, как мы помним, выходило 20 миллионов лет, но Кельвин сумел, введя некоторые предположения о строении Солнца, «дотянуть» этот срок до 100 миллионов лет.) Против авторитета лорда Кельвина (лично присутствовавшего на лекции) Резерфорд выставил кусочек урановой смолки, имевший, по «радиоактивным часам», возраст 700 миллионов лет. Вскоре были найдены и более древние горные породы. Оценка возраста Земли поднялась до 2 миллиардов лет.
Было ясно, что и Солнце не моложе. Более того, из палеонтологических данных следовало, что за последний миллиард лет климат Земли не претерпел существенных изменений, значит, и интенсивность солнечного излучения почти не менялась. Два миллиарда лет можно было уверенно принять за нижний предел возраста Солнца.
Но нижний предел — это еще не самый возраст. Астрофизики с разных сторон попытались определить возрасты Солнца и звезд. Мы уже говорили, что Джинс, исходя из скорости потери массы звездами за счет излучения, предпринял в 1925 г. попытку оценить возрасты Солнца и звезд. При этом он опирался на очень важную зависимость «масса—светимость», выведенную за год до этого Эддингтоном из наблюдательных данных
Зависимость «масса—светимость»
Из диаграммы, построенной Эддингтоном, следовало, что звезда с массой, вдвое большей солнечной, должна излучать примерно в 8 раз сильнее Солнца. Джинс попробовал проследить изменение массы и интенсивности излучения Солнца в прошлом. Получилась такая таблица:
Здесь изменение Т — время, протекшее до настоящей эпохи, М/М© — отношение массы Солнца к современной. Легко понять, как вычислена эта таблица. Задавая скорость потери массы путем излучения в данный момент, можно рассчитать, какой была масса Солнца, скажем, два миллиарда лет назад. Так получается первое значение массы. Затем скорость потери массы изменяется (варьируется) с учетом нового значения массы, и получается масса Солнца 4 миллиарда лет назад. Операция повторяется много раз, пока не получается вся таблица. Описанный процесс называется численным интегрированием. Три первых значения М/М© Джинс получал по заданным изменениям Т, а дальше поступал наоборот, т. е. задавал М/М© и находил изменение Т
Но к данной задаче можно применить и аналитическое интегрирование, позволявшее для любого значения Т сразу, без расчетов для предыдущих значений, получить М/М© и наоборот.
Звезды с большими массами так интенсивно излучают, что независимо от природы источников энергии должны быстро терять массу, что иллюстрирует правая половина таблицы. Звезд с массами больше 100 солнечных не существует, поэтому 7,6•1012 лет — верхний предел возраста Солнца.
Итак, возраст Солнца заключен в пределах между 2 миллиардами и 7,6 триллиона лет. Но чему он равен в действительности? И каковы возрасты других звезд, занимающих различные места на Г—Р-диаграмме?
Джинс считал, что возраст Солнца близок к верхнему пределу и что возрасты звезд вообще измеряются 5—10 триллионами лет. Это представление получило название длинной шкалы возраста звезд.
Напротив, Рессел и Эддингтон считали, что возраст Солнца ближе к нижнему пределу, а возрасты звезд измеряются миллиардами лет. Такая концепция получила название короткой шкалы возраста звезд.
Дискуссия о возрасте звезд продолжалась около 15 лет — до самого открытия источников звездной энергии в 1939 г.
Разумеется, Джинс искал независимых подтверждений своей точки зрения. И он обратился для этого к другой области астрономии — к звездной динамике. Незадолго до того, в 1922 г., астроном обсерватории Маунт Вилсон Ф. Сирс произвел статистическую обработку наблюдательных данных о скоростях и массах звезд различных спектральных классов. Получилась очень интересная картина: с переходом от ранних классов (т. е. от белых гигантов) к поздним (т. е. к красным карликам, так как красные гиганты составляли ничтожное меньшинство) средняя масса, естественно, убывала, но средняя скорость, наоборот, возрастала. Выяснилось, что менее массивные звезды движутся гораздо быстрее более массивных, и притом настолько, что средняя кинетическая энергия движения звезд mv2/2 каждого класса оказывалась одинаковой. Это означало, что в системе звезд установилось равномерное распределение энергий.
А теперь представим себе, что звезды — это молекулы некоего воображаемого газа, и рассчитаем по законам молекулярной физики время, необходимое для установления такого равновесия. Правда, аналогия с молекулами неполная, поскольку молекулы меняют свои скорости только в результате столкновений и обмена энергиями, тогда как в системе звезд столкновения практически вовсе не происходят, зато главным фактором являются гравитационные взаимодействия, осуществляемые на расстоянии. Но это можно было учесть в математической постановке задачи, и Джинс это сделал. Он получил тот же результат: время, необходимое для установления равновесия в системе звезд, измеряется 5—10 триллионами лет.
Джинс применил третий метод оценки возраста звезд. Он изучил орбиты двойных звезд, точнее, их распределение по эксцентриситетам. В результате гравитационных воздействий проходящих мимо одиночных звезд (составляющих большинство в Галактике) распределение орбит двойных звезд по эксцентриситетам должно постепенно приближаться к равновесному. На этот раз Джинс использовал данные об орбитах 119 спектрально-двойных и 68 визуально-двойных звезд, собранные Р. Эйткином на Лик- ской обсерватории. Изучение этих данных показало, что тесные пары спектрально-двойных звезд далеки от равновесного распределения эксцентриситетов: 65% пар имеют эксцентриситеты меньше 0,2, т. е. орбиты у них близки к круговым. У широких пар (визуально-двойных) наибольшее количество звезд обладает средними эксцентриситетами, от 0,4 до 0,6, а почти круговые и сильно вытянутые орбиты составляют меньшинство. Таким образом, ни та, ни другая группа звезд не достигли равновесного распределения, но широкие пары ближе к нему, чем тесные пары. Это приводило к подтверждению оценки возраста звезд, сделанной Джинсом, т. е. длинной шкалы времени.
Постоянный противник Джинса Артур Эддингтон и в этом вопросе встал на противоположную точку зрения. Он тоже составил таблицу возрастов звезд в зависимости от их массы, но продолжил ее в сторону звезд малых масс — до 0,2 массы Солнца. И вот получилось, что у этих звезд- карликов возрасты должны доходить до 1015 лет, если считать, что звезда существенно изменяет свою массу в ходе эволюции. Но тогда количество звезд разных масс должно быть пропорционально их возрастам, и значит, число красных карликов должно в 1000 раз превосходить количество звезд типа Солнца. Наблюдения не подтверждали этого, хотя число карликов действительно возрастало с уменьшением их массы.
Но это означало, что звезда в течение своего существования расходует лишь небольшую долю своей массы и вовсе не обязана проходить весь диапазон масс на Г—Р-диаграмме. Если допустить, что Солнце расходует лишь 1% своей массы, то срок его жизни получался гораздо меньше: около 1011 лет.
Эддингтон сделал еще один шаг в своих рассуждениях. Если механизмом генерации звездной энергии является превращение водорода в гелий, то не может же Солнце целиком состоять из водорода. Поскольку водород составляет лишь некоторую долю солнечной массы (допустим, 50%), срок его жизни сократится уже до 5•1010 лет. Но это еще не возраст Солнца, а срок всей его жизни: и прошлой, и будущей. Возраст же Солнца, очевидно, еще меньше, порядка 1010 лет.
Как же обстояло дело со звездно-динамическими аргументами, приводившимися Джинсом? Как отметил в 1932 г. директор Пулковской обсерватории профессор Б. П. Герасимович, трезвый анализ показал, что результаты Джинса иллюзорны. Равенство средних кинетических энергий звезд разной массы — лишь иллюстрация статистической «селекции» исходных данных. В самом деле, для определения линейной скорости звезды нужно было знать расстояние до нее, а для этого — определить ее параллакс. Между тем программы определения тригонометрических параллаксов составлялись в то время несколько особым образом. В них включались главным образом те звезды, которые имели большие собственные движения, так как этот факт считался (совершенно правильно) одним из признаков близости звезды к нам, а значит, и практической возможности определить ее параллакс. Таким образом, отбирались близкие к нам звезды, имевшие значительные собственные движения, т. е. большие скорости в пространстве. Но среди близких звезд большинство — карлики, т. е. звезды с малыми массами. Выходило, что из этих звезд мы искусственно отбираем те, которые движутся с большими скоростями, чем и достигается «равенство» кинетических энергий звезд различных масс.
Примерно та же судьба постигла другой аргумент Джинса в пользу длинной шкалы: распределение эксцентриситетов орбит двойных звезд. В 1937 г. молодой советский ученый В. А. Амбарцумян, применив к двойным системам методы небесной механики, используемые в теории движения Луны, показал, что, вопреки мнению Джинса, в двойных системах (и даже среди широких пар) нет состояния равнораспределения по энергии и возраст всей совокупности двойных звезд не превышает 1010 лет. Еще через два года вывод Амбарцумяна подтвердил московский астроном П. П. Паренаго, нашедший, что статистического равновесия среди двойных звезд не существует.
Но еще задолго до опубликования этих работ советских ученых у сторонников короткой шкалы появился еще один аргумент, который они считали самым важным, почти убийственным для длинной шкалы возраста звезд.
В 1929 г. американский астроном Э. Хаббл на основании наблюдений «красного смещения» линий в спектрах далеких галактик установил важный факт: галактики разбегаются от нас тем быстрее, чем дальше они находятся.
Вся система галактик (Метагалактика) расширяется, разбухает, как мыльный пузырь. Возникла теория «расширяющейся Вселенной», о которой подробно будет рассказано в главе V. Согласно этой теории, разлет галактик начался в некий единый момент времени, как считали тогда, около двух миллиардов лет назад. Именно тогда, по мнению бельгийского астронома и аббата Ж- Леметра, бог сотворил мир.
Несмотря на полную идеологическую неприемлемость этой точки зрения, теория «расширяющейся Вселенной» нанесла сильный удар по концепции длинной шкалы возраста звезд. Действительно, не могут же отдельные звезды быть старше самой Вселенной.
И вот 8 марта 1935 г. на очередном собрании Лондонского королевского астрономического общества в дискуссии о возрасте Вселенной вновь скрестили шпаги старые противники: Джемс Джинс и Артур Эддингтон. Вместе с ними участие в дискуссии принял и один из авторов теории расширяющейся Вселенной Эдуард Милн.
Первым выступил Джинс. Спокойно изложил он уже известные нам аргументы в пользу длинной шкалы (критические статьи В. А. Амбарцумяна и П. П. Паренаго тогда еще не были опубликованы) и добавил к ним еще два: наличие движущихся скоплений, состоящих из одних звезд-гигантов (карлики «выбиты» из этих скоплений гравитационным воздействием окружающих звезд, на что понадобилось длительное время), и большой срок, необходимый межзвездному газу, чтобы собраться в наблюдаемые нами газовые туманности.
Джинс не отрицал н достоинств короткой шкалы, но все же проголосовал за длинную.
Эддингтон привел два серьезных аргумента в пользу короткой шкалы: уже известный нам факт разбегания галактик и невозможность сохранить устойчивость нашей (и любой другой) Галактики за время, сильно превосходящее 109 лег. Он назвал совершенно фантастическим предположение голландского астронома де Ситтера о том, что звезды, быть может, старше самих галактик, что система галактик образовалась из уже готовых звезд.
Милн посвятил свое выступление главным образом обоснованию теории образования материальной Вселенной в некий момент, который он назвал «натуральным началом счета времени». Затем он попытался связать расширение Вселенной с движением частиц космических лучей.
Председатель поблагодарил всех трех участников дискуссии, и собравшиеся чинно разошлись по домам. Проблема осталась неразрешенной. Да ее и невозможно было решить, не зная, какими источниками энергии располагает звезда.
Казалось, получался замкнутый круг. Но круг этот вскоре был. разорван. Источники звездной энергии были наконец найдены.
Продолжение следует
Бронштэн В.А. Гипотезы о звездах и Вселенной
|
