Материалы по истории астрономии

На правах рекламы:

неоновая подсветка

• Детальная информация операция грыжи пупочной здесь.

§ 5. Развитие представлений об эволюции звезд на основе теории термоядерных источников звездной энергии

1. Решение проблемы звездных источников энергии (30-е гг. XX в.). Идея выделения звездной энергии за счет термоядерного синтеза H → He, высказанная Эддингтоном в 1920 г., почти два десятилетия оставалась неподкрепленной гипотезой, а сам он склонялся, вслед за Джинсом, к идее аннигиляции: непосредственное превращение H в He требовало случайного столкновения и взаимодействия одновременно четырех ядер атомов водорода, вероятность чего очень мала.

Поиски более реалистического механизма такого синтеза были продолжены с начала 30-х гг. Между тем оценки Джинса для возраста Галактики, подтверждавшие так называемую «длинную шкалу» существования звезды (1013 лет и более), в 1934—1937 гг. подверглись критике со стороны американского астронома Б. Бока (1906—1983) и молодого советского астрофизика В.А. Амбарцумяна, давших оценку возраста Галактики (как и Джинс, по времени «жизни» скоплений) в 1010 лет.

Термоядерная природа источника энергии звезд была обоснована и получила прочный теоретический фундамент, после того как были открыты, почти одновременно несколькими учеными, два механизма осуществления перехода H в He в недрах звезды: протон-протонный и углеродно-азотный циклы, иначе две цепи ядерных превращений, результатом которых в обоих случаях было превращение водорода в гелий. Первый был открыт в 1938 г. американским физиком-теоретиком Г. Бете (и одновременно независимо Ч. Критчфильдом), а второй в 1938—1939 гг. независимо Бете и немецким физиком и астрофизиком К. Вейцзеккером. Вся дальнейшая теория эволюции звезд развивалась и развивается в наши дни на основе этих представлений об источниках звездной энергии. Первый расчет модели равновесной звезды (Солнца) с термоядерным источником энергии провел в 1941 г. американский астрофизик Мартин Шварцшильд (сын Х. Шварцшильда). Он оценил содержание Не на Солнце и теоретически предсказал наблюдательные следствия — параметры дифференциального вращения Солнца, в целом подтвердившие теорию.

По современным представлениям, в звездах имеют место оба цикла (называемые теперь соответственно водородным и углеродным). Первый, идущий без катализаторов, осуществляется в звездах с массой M ≤ 1,2 М, второй — с участием в качестве катализаторов углерода, азота, кислорода и фтора, требует более высокой температуры и осуществляется в звездах с M ≥ 1,2 М. Проблема источника звездной энергии в настоящее время считается в основном решенной. Возникавшие в последние годы трудности в связи с обнаружением недостаточности потока нейтрино из недр Солнца (обусловленного указанными реакциями), как считают, могут быть сняты и в рамках принятой теории.

2. Возрождение идеи продолжающегося звездообразования в Галактике (40—50-е гг. XX в.). Эта идея впервые была рассмотрена в конце XVIII — начале XIX в. В. Гершелем на основе теории гравитации и эволюционной интерпретации планетарных туманностей с ярким центром и путем построения длинных «эволюционных» рядов наблюдаемых туманностей, демонстрирующих различную степень концентрации материи к одному или нескольким центрам (которые он называл центрами преимущественного скапливания). Вывод Гершеля о продолжающемся и в наше время рождении звезд, поддержанный раньше всех Араго в его знаменитых астрономических публичных лекциях, господствовал вплоть до начала XX в. Оценки времени жизни звезд постепенно возрастали, по мере того как уточнялся возраст Земли (к концу XIX в. он оценивался уже в 109 лет).

На новом этапе развития звездной астрофизики трудности эволюционной теории звезд (и эволюционной интерпретации диаграммы Г — Р) на основе гравитационного сжатия (последние попытки в этом направлении были сделаны Ресселом во втором десятилетии XX в.) привели к усиленной разработке гениальной догадки Дж. Джинса о внутриатомной природе источника звездной энергии. Однако аннигиляционное объяснение процесса привело к выводу о чудовищно длинной «жизни» звезды (длинная шкала эволюции) в десятки биллионов лет! Эта оценка господствовала немногим более четверти века, но вследствие огромного авторитета Джинса закрепилась в астрономической картине мира, странным образом при этом трансформировавшись — усилившись до вывода о чрезвычайно давнем и практически одновременном образовании всех наблюдаемых звезд (хотя одно вовсе не следовало с необходимостью из другого). Такое представление сформировалось в значительной степени еще и под влиянием знаменитой теории Джинса о гравитационной неустойчивости и фрагментации диффузного вещества как начале формирования вообще небесных тел, в частности звезд. Разработанная еще до окончательного установления межзвездного поглощения света (Трюмплер, 1930) и, следовательно, до открытия существенной роли поглощающей материи в Галактике, теория Джинса в сочетании с «очевидной» пустотой межзвездного пространства и оценкой жизни звезд в 1013 лет и более убедительно свидетельствовала, что формирование звезд давно исчерпало практически всю диффузную материю, т. е. завершилось.

Оценки Джинса оказались ошибочными (как и аннигиляционная идея звездных источников энергии), но его теория гравитационной неустойчивости, напротив, стала фундаментом дальнейшего развития представлений как в космогонии, так и в современной эволюционной релятивистской космологии.

С конца 30-х гг. в звездной астрофизике (а затем и в космологии) начинается борьба между сторонниками «длинной шкалы» развития звезд (а с ними и всей наблюдаемой Вселенной) и «короткой шкалы», защитники которой опирались на идею (а затем и теорию) термоядерной природы звездных источников энергии. Развитие и довольно быстрый, к середине 50-х гг., исход этой борьбы в пользу второй концепции определились стремительным прогрессом научно-технической базы астрофизики и выводом этого раздела на передний план в качестве главного направления астрономических исследований. Решать поставленные проблемы стало возможно только на основе огромного и точного наблюдательного материала — данных о светимостях, массах, составе звезд, равно как на основе успехов в самой ядерной физике.

Тогда же произошло существенное изменение представлений о масштабах внегалактической Вселенной. В начале 50-х гг. было обнаружено существенно большее различие, чем полагали, светимости коротко- и долгопериодических цефеид. Последние оказались много ярче, чем считалось. Это привело к увеличению оценок расстояний до галактик (в 2—3 раза до ближайших и в 5—6 раз до наиболее далеких, В. Бааде).

Еще в начале 40-х гг. американские астрономы Ф. Уиппл и Г. Рессел обратили внимание на то, что голубые звезды-гиганты (по светимости), чрезвычайно «расточительно» расходующие свою энергию, не могут существовать в таком режиме миллиарды лет (возраст Солнца).

И действительно, по скорости протекания реакции ядерного синтеза и реальному расходу энергии такими звездами немецкий астроном А. Унзольд в 1944 г. рассчитал время жизни звезд класса 07 (около 1,3·107 лет). И хотя в конце 40-х гг. была сделана попытка объяснить это в рамках картины длинной шкалы «омоложением» таких звезд за счет аккреции внешнего вещества (Ф. Хойл, по существу возрождавший этим старую гипотезу Майера), появились новые независимые факты, свидетельствовавшие об истинной молодости таких звезд.

Признание после 1930 г. роли газово-пылевой материи в звездной Вселенной вновь возродило интерес к исследованию распределения ярких звезд по соседству с пылевыми космическими облаками (такие исследования в середине XIX в. под влиянием космогонии Гершеля усиленно проводил английский астроном Р. Проктор). Все это с неизбежностью вело и к возрождению гершелевой идеи продолжающегося (в том числе и группового) рождения звезд в нашу эпоху. Еще в 1946 г. Б. Бок пришел к заключению, что «мы почти вынуждены допустить вероятность того, что звезды все еще «рождаются» или что по крайней мере некоторые сверхгиганты начали существование менее 5·108 лет назад». В 1947 г. В.А. Амбарцумян впервые интерпретировал известные и ранее видимые группировки O- и B-звезд как реальные пространственные динамически неустойчивые, распадающиеся системы и увидел в этом прямое свидетельство продолжающегося, к тому же группового, звездообразования в Галактике. Он назвал их O- и B-ассоциациями (см. ниже). А в 1948 г. Рессел констатировал уже определенное изменение в общей астрономической картине мира: «Убеждение, что эти расточительные звезды [яркие сверхгиганты] начали свою излучательную карьеру относительно недавно в космическом масштабе времени, широко распространено».

В том же 1947 г., объясняя сочетание молодости и динамической неустойчивости OB-ассоциаций, Амбарцумян выдвинул гипотезу образования звезд в результате распада неких сверхплотных тел (в дальнейшем за ними укрепилось название «Д-тела»). Стремгрен детализировал картину продолжающегося звездообразования, сделав вывод, что молодые, горячие голубые звезды-гиганты принадлежат населению I, тогда как звезды населения II намного старше.

Проблема продолжающегося звездообразования в настоящее время считается решенной. Главным доказательством полагают при этом следующее исходное обстоятельство — существование массивных ярких звезд O- и B-классов, возраст которых не может превышать (при термоядерном источнике их энергии) ≈ 107 лет.

3. Развитие представлений о направлении эволюции звезд и судьба прежних идей. С конца 30-х гг. укрепление представлений о термоядерной природе источника звездной энергии вновь поставило перед астрономами — теоретиками и наблюдателями проблему эволюционной интерпретации Г — Р диаграммы. И поскольку первоначальная «очевидная» интерпретация ее обеих ветвей — горизонтальной ветви гигантов и главной последовательности — как направления хода эволюции не прошла, вставал вопрос о самом направлении эволюционного пути звезд.

Новую теорию эволюции звезд успешно разрабатывали в 40—50-е гг. Стремгрен, Хойл, но главным образом М. Шварцшильд. На втором, наблюдательном пути (первым был теоретический расчет термоядерных реакций в недрах звезд как фактор их эволюции) огромную роль сыграли построения диаграмм Герцшпрунга — Рессела для отдельных скоплений звезд, начатые впервые американским астрофизиком Д.П. Койпером (1905—1973). Скопления давно и естественно воспринимались как группы генетически связанных, т. е. сходных по возрасту и химическому составу звезд, к тому же находящихся практически на одном расстоянии от земного наблюдателя, что позволяло судить и об истинных отношениях светимостей звезд скопления.

Койпер первым построил в 1937 г. сводную диаграмму Герцшпрунга — Рессела для многих рассеянных скоплений и обратил внимание на резкое различие их между собой. Он сравнил со своими результатами проведенные ранее теоретические расчеты Стремгрена и объяснил различие диаграмм различным содержанием водорода в звездах разных скоплений, что уже могло служить намеком на разный возраст скоплений. Скопления стали в дальнейшем главным ключом к разгадке самого направления эволюции звезд, к выявлению так называемых эволюционных треков звезд.

Наиболее ценную информацию принесло подобное исследование шаровых скоплений. Первые детальные диаграммы для них были построены и изучены в 1952 г. Э. Сэндиджем и М. Шварцшильдом. Звезды этих наиболее старых комплексов в Галактике неожиданно связали относительно узким «мостом» ветвь гигантов и главную последовательность, а иные (рис. 26, б) заполнили пробел Герцшпрунга между красными карликами и красными гигантами. Таким образом, появилось отчетливое указание, что направление эволюции звезд, вопреки всем ожиданиям, «перпендикулярно» главной последовательности! Этот вывод Сэндидж подтвердил и уточнил в 1954 г., показав, что звезды шаровых скоплений переходят с главной последовательности в область красных гигантов.

В начале 50-х гг. рядом астрономов США (Г. Джонсоном и др.) был разработан новый эффективный метод точной звездной фотометрии — трехцветной электрофотометрической так называемой UBV-системы (для видимой и близкой ультрафиолетовой областей спектра). Это на порядок повысило точность определений истинных блеска и цвета звезд (с учетом поглощения света) и позволило проводить сравнительное исследование огромного и однородного наблюдательного материала — характеристик звезд. Одним из первых результатов стала оценка относительного возраста рассеянных скоплений по светимости их ярчайших звезд (чем звезды ярче, тем скопление моложе), проведенная в 1954 г. Сэндиджем и независимо рядом других астрономов. Важным шагом в определении относительного возраста скоплений было установление Сэндиджем (1956) положения «стандартной главной последовательности» для скоплений так называемого «нулевого» возраста (принятого за нулевой). Большой вклад в исследование скоплений разного типа начиная с 40-х гг. XX в. внесли советские астрономы П.Н. Холопов, Б.Е. Маркарян, И.М. Копылов и др. В частности, для уточнения масс скоплений чрезвычайно важным было открытие П.Н. Холоповым обширных внешних областей — «корон» скоплений.

В результате этой многолетней колоссальной работы по исследованию скоплений к настоящему времени сформировалась весьма стройная картина образования и развития скоплений как группировок генетически связанных звезд (возникающих преимущественно именно в виде скоплений). В нашей Галактике выделено два больших класса их, один из которых ведет свою родословную от газопылевой плоской составляющей ее (рассеянные скопления со звездным населением I типа), а другой — от диффузной материи сферической составляющей (шаровые скопления со звездами населения II типа, в целом на несколько порядков более богатые по населенности и более старые образования из материи первичного состава, т. е. бедные тяжелыми элементами, в частности металлами). Возрасты первых оцениваются в 106—109 лет, тогда как вторых, шаровых, до 1010 лет. В этой картине ассоциации, т. е. весьма обширные разреженные группировки без заметной концентрации, включающие O- и B-звезды, рассматриваются как реальные, но не самостоятельные системы, а лишь наиболее заметные элементы протяженных областей звездообразования — «звездных комплексов» (Ю.Н. Ефремов).

Новые характерные элементы диаграмм Г — Р для скоплений стали мощным стимулом развития теории внутреннего строения и эволюции звезд. Современная теория образования и эволюции звезд базируется на представлениях восходящей еще к В. Гершелю классической «диффузной космогонии». Она позволяет удовлетворительно объяснить практически все типы звезд и их группировок, явлений и эволюционных процессов в мире звезд и туманностей, вплоть до таких загадочных ранее феноменов, как, например, образование планетарных туманностей, взрывы сверхновых, от которых остаются нейтронные звезды-пульсары либо черные дыры (или то, что заменит черные дыры в будущей квантово-гравитационной теории).

Любопытна судьба более ранних идей относительно источников звездной энергии. Идея выделения энергии звездой за счет сжатия возродилась в описании стадии протозвезды — сравнительно кратковременного (105—106 лет) сжатия диффузной газопылевой материи и разогрева ее в центральной части (при достаточной массе) до критической температуры в 107 К. Затем наступает основная, ядерная стадия излучения звезды в течение 106—1010 лет (для звезд с массами от 30 М до 1 М соответственно). Наконец, после исчерпания запасов ядерной энергии наступает чисто тепловое высвечивание энергии (стадия белого карлика) в зависимости от массы до 109 лет. Таким образом, современную картину эволюции звезды можно представить как последовательную смену источников энергии.

Предыдущая страница К оглавлению Следующая страница
«Кабинетъ» — История астрономии. Все права на тексты книг принадлежат их авторам!
При копировании материалов проекта обязательно ставить ссылку