Материалы по истории астрономии

На правах рекламы:

Парктроник для всех статьи грузовые грузовые парктроники установить.

Проблемы физики звезд

Поиск источников энергии. В 1935 г. директор Пулковской обсерватории Б.П. Герасимович (1889—1937) в книге «Физика Солнца» в связи с проблемой источников энергии звезд писал: «Перед нами одна из наиболее величественных проблем, которые когда-либо природа ставила перед человеком. Эта проблема еще очень далека от своего решения. По сути, мы теперь всего лишь достигли ее правильной постановки, ее решение является делом будущих поколений»...

Оглядываясь назад, астрономы с гордостью отмечают, что за последние 50 лет астрофизика в этом направлении сделала гигантский шаг вперед.

В начале XX в. наиболее приемлемой считалась гипотеза гравитационного сжатия. По большинству геологов и астрономов к этому времени было ясно, что возраст Земли во всяком случае в 10—20 раз больше тех 20 млн лет, которые следовали из расчетов Гельмгольца для возраста Солнца. Поэтому как только в физике делалось то или другое открытие, сразу возникал вопрос: а нельзя ли использовать его для решения наболевшей проблемы источников энергии звезд?

Так, в 1896 г. было открыто явление радиоактивности — распада ядер тяжелых химических элементов, которое сопровождается выделением тепла. Астрономы сразу же стали «примерять» это явление природы к Солнцу и звездам. Оценки показывали, что при распаде 1 г радия освобождается энергия q* ≈ 1,4·1017 эрг, 1 г урана — 2,2·1017 эрг. Если бы Солнце в момент его «рождения» состояло из чистого радия, то энергии распада последнего хватило бы на время t = q*M☉/L☉ ≈ 7·1016 с ≈ 2 млрд лет. Такой же массы урана было бы достаточно на 3,1 млрд лет.

Однако период полураспада радия составляет всего 1600 лет (за это время количество атомов радия на Солнце уменьшилось бы вдвое), а период полураспада урана — 4,55 млрд лет. Отсюда следует, что «радиевое Солнце» высветило бы основную часть своей энергии всего за несколько тысяч лет, «урановое Солнце» было бы значительно слабее настоящего. Вот почему, не зная даже, что урановое Солнце вспыхнуло бы сразу при его формировании как гигантская атомная бомба, астрономы отказались от идеи радиоактивного распада как возможного источника энергии звезд. Правда, еще в 1926 г. Дж. Джинс стремился отстаивать гипотезу, по которой в недрах звезд происходит радиоактивный распад элементов тяжелее урана...

В 1897 г. был открыт электрон. И уже через три года после этого Дж. Лармор (Англия), а позже (1904 г.) Дж. Джинс самым серьезным образом рассматривали возможность аннигиляции материи. Имелось в виду, что очень быстрый электрон (движущийся со скоростью, сравнимой со скоростью света, vc) соударяется с протоном так, что происходит полная «нейтрализация» заряда. При этом обе частицы будто бы перестают существовать, целиком преобразуясь в энергию. При расчетах использовалась формула эквивалентности массы и энергии

E = mc², (4.1)

выведенная А. Эйнштейном в 1905 г.

Как известно, масса электрона me в 1836 раз меньше массы протона mp. Поэтому в формуле (4.1) под массой m следует понимать именно величину mp = 1,67·10−24 г. Это давало выход энергии E = 1,5·10−3 эрг на каждый акт аннигиляции. Количество протонов в чисто водородном Солнце Np = M/mp ≈ 1,2·1057, т. е. начальный «запас» его энергии составлял бы Q= NpE ≈ 1,8·1054 эрг. Высвечивание, этой энергии при постоянной, нынешней светимости Солнца могло бы продолжаться τ = Q/L = 4,5·1020 с ≈ 1,4·1013 лет.

Очень скоро, однако, физики пришли к выводу, что такие реакции были бы неэффективными, так как в недрах звезд при температуре 10—20 млн кельвинов практически нет электронов, которые двигались бы со скоростями, близкими к скорости света. Сегодня мы знаем, что эти реакции вообще невозможны, так как в природе существуют законы сохранения тяжелых частиц (барионов) и легких частиц (лептонов). Протон принадлежит к первым, электрон — ко вторым. Поэтому протон может превратиться в другую тяжелую частицу — нейтрон (что и происходит в недрах звезд), но никак не может аннигилировать с электроном.

Начиная с исследований В. Харкинса и Э. Вильсона (1915 г.), а позже Ж. Перрена и А. Эддингтона (1920 г.) в астрофизике все больше укреплялось мнение, что источником звездной энергии может быть синтез элементов и прежде всего гелия. Мысль о том, что из атомов водорода могут быть построены все другие атомы, высказал еще в 1816 г. англичанин У. Праут: «Если бы атомы всех химических элементов были первичными основными частицами, настоящими «кирпичиками мироздания», которые не делятся на части и никак не связаны одна с другой, то какая могла бы быть причина того, что атом азота в точности в 14 раз тяжелее атома водорода, а атом кислорода — в 16 раз». Важную роль сыграли также работы Ф. Астона (Англия), который в 1918 г. установил, что атом гелия содержит не 4,00, а 3,97 массы атома водорода. Таким образом, при образовании ядра гелия происходит «упаковка» вещества. Отсюда в соответствии с формулой (4.1) следовало, что при образовании ядра атома гелия выделяется энергия E, пропорциональная величине «дефекта массы» Δm = m4HmHe = 0,03 mP, так что E = 0.03·1,67·10−24·9·1020 = 4,5·10−5 эрг. Далее находим, что при «сжигании» массы водорода, равной массе Солнца, может выделиться энергия 1,3·1052 эрг. Таким образом, растрачивая энергию в современном темпе, Солнце могло бы существовать около 100 млрд лет!

Идею синтеза гелия из водорода энергично отстаивал английский астроном и физик Артур Стенли Эддингтон (1882—1944). Против нее не менее энергично и, казалось, не без основания выступали многие видные физики. Ведь из элементарных расчетов следовало, что при температуре звездных недр в 20—40 млн кельвинов энергия прогонов недостаточна для того, чтобы преодолеть их взаимное отталкивание, действующее в соответствии с законом Кулона. Другими словами, каждая частица в недрах звезд как бы окружена своеобразным «потенциальным барьером»...

Но, как показали в 1929 г. Р. Аткинсон и Ф. Хоутерманс (США), в соответствии с принципами квантовой механики существует определенная вероятность того, что частица может преодолеть этот потенциальный барьер даже в том случае, когда ее энергия существенно меньше его величины (за счет так называемого туннельного эффекта).

Далее, в 1932 г. были открыты две элементарные частицы — позитрон и нейтрон. Через год были построены ускорители заряженных частиц, началось экспериментальное исследование вероятностей взаимодействия протонов с легкими ядрами.

И вот, наконец, в 1938 г. немецкие физики Карл Вейцзекер (род. 1912 г.) и Ганс Бете (род. 1906 г.) сформулировали ответ на вопрос, за счет чего светятся Солнце и другие звезды. Первый указал на две возможные реакции синтеза гелия: протон-протонный и углеродно-азотный циклы. Второй, преодолевая огромные трудности, провел математические расчеты, подтвердившие эффективность этих реакций.

В 1952 г. американский физик Эдвин Солпитер (род. 1924 г.) установил, что если водород в недрах звезды «выгорел», а температура здесь поднялась выше 100 млн градусов, то наступает «выгорание» гелия: при одновременном сближении трех ядер гелия образуется ядро углерода (по схеме 34He→12C+Q). Еще через несколько лет стало ясно, что в массивных звездах на поздних этапах их развития образуются все более сложные химические элементы, вплоть до железа и висмута на «спокойном» этапе и до урана — при вспышках сверхновых звезд.

Открытие источников энергии звезд несомненно является величайшим достижением человеческого гения в его стремлении раскрыть тайны окружающего нас мира. Оно было осуществлено усилиями астрономов и физиков1.

В недрах и на поверхности. В первых годах XX в. при расчетах моделей звезд обычно принималось, что звезда является полностью конвективной, т. е. что ее строение Описывается политропой n = 3/2 (см. начало раздела «К тайнам строения и эволюции» в гл. 3).

Однако в 1906 г. немецкий ученый Карл Шварцшильд (1873—1916) установил, что при высоких температурах перенос энергии из недр звезды к ее внешним слоям может осуществляться излучением. На этой основе он и построил модель солнечной атмосферы. Исходным здесь был найденный им критерий — условие нарушения лучистого равновесия, сущность которого заключается в следующем. Предположим, что некоторый элемент газа случайно поднялся несколько вверх от своего исходного состояния, причем он не успел обменяться энергией с окружающим его газом. Давление вне и внутри этого элемента газа одинаково. И если температура движущегося газа будет больше температуры окружающей среды, то движение будет продолжаться, т. е. будет существовать конвекция.

Так К. Шварцшильд показал, что внешние слои Солнца, из которых к Земле приходят фотоны света, находятся в лучистом равновесии. Под ними существует конвективная зона, доказательством чего является хорошо известная грануляция: множество небольших светлых зернышек — гранул, как бы рассыпанных на более темном фоне видимого диска Солнца.

В состоянии лучистого равновесия перенос энергии происходит благодаря процессам поглощения и переизлучения фотонов света. Характеристикой этого состояния является коэффициент поглощения вещества ϰ в расчете на единицу массы, который принято называть коэффициентом непрозрачности. Очевидно, что l ≈ l/ϰρ, где ρ — плотность вещества, будет («в среднем») длиной пробега фотона света между двумя актами поглощения. В 1923 г. нидерландский физик Х. Крамерс (1894—1952), занимаясь теорией поглощения ренгеновского излучения атомами водорода и других элементов, получил формулу для оценки величины ϰ, которая широко используется в астрофизике и сегодня. В своей фундаментальной монографии «Внутреннее строение звезд» (1926 г.) А. Эддингтон уже исходил из предположения, что энергия из недр звезды наружу переносится переизлучением. При этом оказалось, что такая звезда является политропой индекса 3.

Одним из основных параметров модели звезды является температура в ее центре Tc. Приближенную формулу для оценки Tc нетрудно получить из условия гидростатического равновесия звезды. Оказалось, что Tc ≈ μGM)/(AR), где G и A — соответственно гравитационная и универсальная газовая постоянные, μ — молекулярная масса вещества звезды.

И тут-то возник вопрос о химическом составе звездных недр. Эддингтон считал, что вещество в недрах звезд состоит из тяжелых химических элементов и молекулярная масса μ = 2 (так как массовое число A тяжелых химических элементов вдвое больше величины их зарядов г, то после полной ионизации атома на одну частицу приходится μ = A/(z + 1) ≈ 2 атомные единицы массы). Это приводило к температуре в центре звезды типа Солнца Tc ≈ 40·106 К.

В 1937 г. этой проблемой заинтересовался датский астрофизик Бенгт Стремгрен (род. 1908 г.). Сделав «шаг вперед», он предположил, что вещество Солнца состоит (по массе) на 35% из водорода и на 65% из элементов тяжелее гелия. Несколько позже М. Шварцшильд пришел к выводу, а это уже был 1946 г., что водорода на Солнце около 47% (массовая концентрация Х = 0,47), гелия 41% (Y = 0,41) и тяжелых элементов 12% (Z = 0,12).

В настоящее время наиболее приемлемым представляется такой химический состав вещества Солнца: Х = 0,65, Y = 0,33, Z = 0,02, а его средняя молекулярная масса μ = 0,65. После этих «переоценок» химического состава температура в центре Солнца «снизилась» до 14 млн кельвинов.

Диаграмма Герцшпрунга—Рессела. К началу XX в. уже были определены расстояния до многих десятков звезд, подробно изучены их спектры. Стало возможным сопоставление спектральных особенностей отдельных звезд с их светимостями (с полным количеством энергии, излучаемой звездою со всей своей поверхности в единицу времени). Впрочем, если и были сомнения в расстояниях до индивидуальных звезд, то можно было изучать их в звездных скоплениях, полагая, что все они находятся практически на одинаковом расстоянии от наблюдателя и различия в их блеске обусловлены различием их светимостей.

Именно так в 1905 г. датский астроном Эйнар Герцшпрунг (1873—1967) сопоставил видимые звездные величины и показатели цвета для звезд из скоплений Плеяды и Гиады. Немногим позже, в 1913 г., американский астрофизик Генри Норрис Рессел (1877—1957) построил диаграмму зависимости абсолютных величин (т. е. фактически светимостей) от спектральных классов для всех звезд с известными параллаксами. Так появилась диаграмма Герцшпрунга—Рессела, или диаграмма спектр—светимость (рис. 60), без которой сегодня немыслимо рассмотрение всех тонкостей проблемы звездной эволюции.

Как мы знаем сегодня, распределение звезд на этой диаграмме крайне неравномерно, звезды группируются на ней вдоль определенных направлений. Наибольшее их количество находится на главной последовательности — полосе, пересекающей диаграмму слева направо и сверху вниз. Правее и выше ее расположена ветвь гигантов, еще выше — сверхгигантов. Левый нижний «угол» занимают белые карлики.

Рис. 60. Диаграмма спектр — светимость для звезд из окрестностей Солнца

Все эти особенности диаграммы стали очевидными постепенно. Но уже с самого начала стало ясно, что, начиная со спектрального класса F, звезды располагаются на диаграмме двумя расходящимися ветвями: одна идет по диагонали вправо вниз, другая — ветвь гигантов — почти горизонтально вправо.

Дискуссия о возрасте звезд. В 1904 г. выдающийся английский физик Эрнест Резерфорд (1871—1937) использовал явление радиоактивности распада урана для установления возраста образцов горных пород Земли. Было найдено, что твердая оболочка Земли существует как таковая не меньше двух миллиардов лет. Никто не сомневался в том, это возраст Солнца не может быть меньше этого числа. Но если не меньше, то во сколько раз больше?

В 1924 г. А. Эддингтон установил, это светимости звезд, находящихся на главной последовательности, пропорциональны четвертой степени их массы: L ∼ M4. Он нашел также, это наибольшая масса, при которой звезда все еще будет устойчивой, равна примерно 100 M☉. После этого Дж. Джинс предположил, это начальная масса Солнца была равна этому верхнему пределу и что в дальнейшем она уменьшалась за счет высвечивания энергии в соответствии с формулой Эйнштейна (4.1). В итоге Джинс получил верхний предел возраста Солнца: 7,6 триллиона (7,6·1012) лет!

В подтверждение своей точки зрения Джинс выдвигал несколько аргументов. Так, статистические данные о скоростях и массах звезд различных спектральных классов как будто свидетельствовали о том, что при переходе от красных карликов к белым гигантам (с увеличением массы звезды) их средняя скорость движения в пространстве уменьшается, но средняя кинетическая энергия остается одинаковой. А такое, дескать, состояние «равнораспределения энергии» может установиться как раз за 5—10 триллионов лет. Джинс также нашел, это из 68 визуально-двойных звезд наибольшее их число имеет эксцентриситеты от 0,4 до 0,6. Именно такое распределение орбит двойных звезд по их эксцентриситетам и должно установиться за указанное время в результате гравитационных воздействий со стороны других звезд Галактики.

Вопрос о возрасте звезд оставался неразрешенным почти 15 лет вплоть до открытия источников энергии звезд. Джинс отстаивал свою «длинную» шкалу возраста, Рессел и Эддингтон считали, что возраст Солнца и звезд в тысячу раз меньше и измеряется всего несколькими миллиардами лет. В частности, в марте 1935 г. на очередном собрании Лондонского королевского астрономического общества состоялась публичная дискуссия на эту тему. Об итогах этой дискуссии хорошо сказано в книге В.А. Бронштэна «Гипотезы о звездах и Вселенной» (М.: Наука, 1974): «Председатель поблагодарил участников дискуссии, и собравшиеся чинно разошлись по домам. Проблема осталась неразрешенной. Да ее и невозможно было решить, не зная, какими источниками энергии располагает звезда».

Вскоре было установлено, что упомянутые «аргументы» Джинса в пользу «длинной» шкалы являются несостоятельными. Например, как показали в 1937 г. В.А. Амбарцумян (род. 1908 г.), а несколько позже другой советский астроном П.П. Паренаго (1906—1960), в двойных звездах состояния равнораспределения по энергиям не существует... Общепринятой стала «короткая» шкала, по которой возраст Солнца измеряется пятью миллиардами лет.

«Маяки Вселенной». Изучение переменных звезд европейскими астрономами началось около 400 лет назад. Наблюдения свидетельствовали, что блеск одних звезд меняется очень резко, иногда даже катастрофически, блеск других ритмически колеблется около некоторой средней величины.

Сегодня переменных звезд насчитывается около 30 000. Их принято делить на три отдельные группы: затменные переменные, пульсирующие и эруптивные. Изучение затменных переменных звезд дает, в частности, возможность определять как массы, так и радиусы каждой из компонент.

Представителями 14-тысячной семьи пульсирующих переменных звезд являются цефеиды, которые и были названы «маяками Вселенной». Пионерскими же в изучении этих звезд как «маяков Вселенной» были работы американского астронома Генриетты Ливитт (1868—1921). Тем самым она, по образному выражению ее соотечественника Ч. Уитни, нашла ключ, с помощью которого в конце концов удалось открыть тайну туманностей...

...На угловом расстоянии почти 20° от Южного полюса мира видны как бы два обломка Млечного Пути — Большое и Малое Магеллановы Облака. Уже Джон Гершель посчитал их «настоящими галактиками», хотя, конечно, доказать это он не мог. И вот с начала XX в. на установленном в Перу телескопе астрономы Гарвардского университета начали фотографировать Магеллановы Облака, а мисс Ливитт — искать на этих фотографиях переменные звезды и определять периоды изменения их блеска. Более чем за десяток лет этой работы Ливитт открыла в Магеллановых Облаках 2400 переменных звезд!

Рис. 61. Зависимость период — светимость для звезд типа δ Цефея (1), W Девы (2) и RR Лиры (5)

Итак, для 25 цефеид из Малого Магелланова Облака Ливитт установила периоды изменения блеска — от 1 до 127 суток, а сопоставляя эти периоды с видимыми величинами звезд, она уже в 1912 г. (первая предварительная публикация появилась в 1908 г.) сделала вывод, что самые яркие переменные имеют наибольший период. «Так как эти переменные звезды, вероятно, находятся на одинаковом расстоянии до Земли, их периоды, очевидно, связаны с количеством излучаемого ими света», — писала она. Это заинтересовало Герцшпрунга, который сделал попытку оценить абсолютные звездные величины цефеид из Млечного Пути и тем самым получить зависимость период — светимость. Беда, однако, в том, что вблизи Солнца нет ни одной цефеиды, для которой расстояние можно было бы измерить путем определения тригонометрического параллакса. Герцшпрунг поступил так: он предположил, что видимое перемещение звезды (цефеиды) на небе на самом деле обусловлено движением Солнца в пространстве и по величине этого ее годичного смещения рассчитал расстояния до 13 звезд, для которых такие собственные движения были уже измерены. Метод, конечно, был весьма приближенным, поэтому зависимость период — светимость для цефеид (рис. 61) еще очень долго уточнялась и (иначе и не скажешь) совершенствовалась. Ведь позже окажется, что речь идет о трех типах переменных звезд..., у которых зависимости периодов от светимости звезды неодинаковы. Подробности этой эпопеи исчерпывающе описаны в книге Ю.Н. Ефремова «В глубины Вселенной» (3-е изд. — М.: Наука, 1984).

Весьма нелегким оказался и путь к установлению физической природы этих «маяков Вселенной». Почему-то в начале XX в. не была принята во внимание работа Риттера, из которой следовало, что при определенных условиях звезда может пульсировать, и долгое время популярной была гипотеза, по которой цефеиды являются двойными звездами. Так, американский астроном Гебер Кертис (1872—1942) объяснял увеличение блеска цефеиды тем, что поверхность одной из компонент, движущейся ускоренно вблизи периастра (кратчайшего расстояния до другой звезды), сильно разогревается за счет «трения» об окружающее эту звезду вещество. Джинс в 1926 г. предположил, что цефеиды — это звезды, обладающие грушевидной формой (т. е. имеют форму «фигур Пуанкаре»), которые в дальнейшем разрываются на две части. Изменения блеска будто бы возникают благодаря вращению такой звезды и ее колебанию вдоль продольной оси (ее удлинению и сокращению). Аналогичную гипотезу высказывали Фред Хойл и Реймонд Литлтон (Англия) в 1943 г....

Оказалось, однако, что истинным было предположение Н.А. Умова: цефеиды являются пульсирующими звездами, которые, ритмично расширяясь и сжимаясь, отсчитывают, как огромные сферические маятники, время на протяжении сотен тысяч лет. Это обосновал американский астроном Харлоу Шепли (1885—1972). В 1914 г. он доказал, что радиусы цефеид в десятки раз больше предполагавшихся Кертисом расстояний между компонентами двойных звезд.

Разработку теории пульсаций начал в 1917 г. Артур Эддингтон. Поставив вопрос: откуда берется энергия, поддерживающая пульсации, Эддингтон указал два возможных механизма ее пополнения — периодическое усиление интенсивности ядерных реакций в недрах звезд или же изменение способности ее внешних слоев пропускать поток лучистой энергии, идущий к поверхности звезды. Отражая критику со стороны Джинса и совершенствуя теорию пульсаций, Эддингтон в 1941 г. пришел к выводу, что если «работает» второй механизм (в чем Эддингтон все же не был уверен), то изменение светового потока может быть связано со сменой процессов ионизации (при которой происходит поглощение света и уменьшение блеска звезды) и рекомбинации (усиленное высвечивание) водорода во внешних слоях звезды. Увы, подсчеты показали, что энергии, запасаемой сферическим слоем водорода при его ионизации, недостаточно, чтобы поддерживать пульсационное движение внешних слоев звезды.

И лишь в 1953—1957 гг. С.А. Жевакину (СССР) удалось доказать, что это вполне под силу другому широко распространенному химическому элементу — гелию. После дальнейших расчетов Р. Киппенхана и Р. Кристи (США) стало ясно, что пульсируют звезды относительно больших масс (5—10 M) и что происходит это после того, как, исчерпан свои запасы водорода, звезды превращаются в красные гиганты.

Природа сверхновых. В группе эруптивных звезд много интересных типов. Но остановимся мы лишь на сверхновых. Ведь по современным представлениям вспышка сверхновой возникает на определенном «поворотном» этапе развития звезды...

В максимуме блеска сверхновая достигает светимости, соизмеримой со светимостью целой галактики, общее количество энергии, излучаемое звездой за время вспышки, составляет 1049—1062 эрг.

Впервые мысль о том, что в Галактике время от времени вспыхивают столь гигантские «новые», высказал шведский астроном Кнут Лундмарк (1889—1958) в 1919 г. Он же пришел к выводу, что сверхновыми были звезды, наблюдавшиеся Тихо Браге в 1572 г. и Иоганном Кеплером в 1604 г. В переводах из китайских хроник Лундмарк обнаружил также сообщение о вспышке очень яркой звезды в созвездии Тельца в 1054 г.: «В первый год периода Чжи-хэ, в пятую Луну, в день Чи-чу (10 июня 1054 г.) к юго-востоку от звезды Тянь-гуань (ζ Тельца) появилась звезда-гостья. Она светила около одного года и десяти месяцев и постепенно угасала». «Она была видна днем, как Венера, во все стороны от нее исходили лучи света и цвет ее был красно-белый. Так она была видна 23 дня»...

Вскоре Э. Хаббл высказал предположение, что знаменитая Крабовидная туманность, которая была обнаружена и описана еще в 1731 г., образовалась именно при вспышке этой звезды. Однако многим астрономам, среди них был и Шепли, столь грандиозное явление природы казалось просто невероятным. Ведь приходилось допускать, что за несколько дней и даже часов светимость звезды возрастает в сотни тысяч и даже миллионы раз...

В 1934 г. работавшие в США швейцарский астроном Фриц Цвикки (1898—1974) и немецкий астроном Вальтер Бааде (1893—1960) высказали предположение, по которому явление вспышки сверхновой связано с превращением обычной звезды, исчерпавшей свои источники энергии, в сверхплотную нейтронную звезду. После этого вопрос об источнике энергии вспышки сверхновой стал как будто ясен.

Теоретически нейтронные звезды были «построены» в 1937 г. выдающимся советским физиком Л.Д. Ландау (1908—1968), а два года спустя — Р. Оппенгеймером и М. Волковым (США). Открыты же они были в 1967 г. группой английских радиоастрономов под руководством Энтони Хьюиша: ведь именно ими являются источники импульсного радиоизлучения, именуемые пульсарами...

Здесь уместно сказать несколько слов об огромнейших трудностях, с которыми встретились астрономы при отождествлении спектров сверхновых. В 1937 г. Р. Минковский (1895—1976) исходил из предположения, что эти спектры представляют собой совокупность широких эмиссионных полос. И лишь в 1963 г. другой американский спектроскопист Д. Мак-Лафлин (1901—1965) сделал противоположный вывод: основными определяющими деталями спектров сверхновых I типа (объектов, у которых на поздней фазе угасания падение блеска происходит с постоянной скоростью 0,0137m в сутки: светимость уменьшается вдвое за каждые 55 суток; все остальные сверхновые отнесены к II типу) являются не эмиссионные «горбы», а провалы между ними — расширенные и смещенные в фиолетовую сторону линии поглощения. Но это еще следовало доказать, и важные результаты в этой области были получены в 1968 г. в СССР Ю.П. Псковским (род. 1926) и в 1970—1972 г. Э.Р. Мустелем (род. 1911 г.).

Тайны ближайшей звезды. Много вопросов, касавшихся физической природы Солнца, состояния вещества его недр и др., уже «сняты с повестки дня», уже нашли полное или «почти полное» решение. Так, в свое время весьма нелегкой была задача о переносе излучения в самых внешних слоях Солнца (в равной мере это относится и к другим звездам), где формируется непрерывный спектр и спектральные линии. Но эти трудности были успешно преодолены. Важный вклад в решение этой задачи внесен Э. Милном (Англия), К. Шварцшильдом (Германия), С. Чандрасекаром (США), в СССР — В.А. Амбарцумяном, В.В. Соболевым (род. 1915 г.) и В.В. Ивановым, и мы уже знаем, что эффективная температура Солнца равна 5806 К, что его недра находятся в состоянии лучистого равновесия, тогда как внешние слои охвачены конвекцией, что хромосфера — это сложное образование, в котором «сосуществуют» вертикальные слои холодного (относительно, конечно) и более нагретого вещества, в короне же температура достигает 2 млн кельвинов, а над активными образованиями она еще в 10—20 раз больше.

«Почти» относится к таким вопросам как протяженность конвективной зоны — ведь ее оценивают значением от 20 до 100 тыс. км, так как пока остается неясным вопрос о том, насколько высоко поднимается нагретый газ: на высоту, где плотность уменьшается в e (= 2,72) раз, или в полтора-два раза выше. «Маловато» атомов гелия (по отношению к водороду) в потоках частиц, движущихся от Солнца в межпланетное пространство (в солнечном ветре). Не до конца понят механизм солнечных вспышек. Примеров еще можно подыскать немало.

Но два вопроса привлекают внимание астрономов и физиков вот уже около 15 лет. Первый — проблема солнечных нейтрино, второй — природа пульсационных движений поверхности Солнца.

Нейтрино образуются в центральных областях Солнца в результате реакций синтеза ядер гелия из четырех протонов. При этом два протона превращаются в нейтроны по схеме р → n + e+ + ν. Подсчет показывает, что на расстоянии от Солнца в 1 а. е. через площадку в 1 см² за секунду проходит 65 млрд этих частиц, уносящих из недр Солнца около 5% выделяющейся там энергии. И еще в 1946 г. советский физик Б.М. Понтекорво (род. 1913 г.) предложил «улавливать» солнечные нейтрино с помощью реакции37Cl + ν →37Ar + e, т. е. «преобразования» изотопа хлор-37 в радиоактивный аргон-37. Период полураспада этого элемента 34 дня. Распад происходит по схеме37Ar →37Cl + e+ + ν, аннигиляция же позитрона с электроном приводит к образованию двух-трех фотонов света, которые и могут быть зарегистрированы.

И уже с 1955 г. Р. Дэвис (США) начал работы на небольшом «нейтринном телескопе», а с 1967 г. и на более мощной установке. Итог: нейтрино и в самом деле регистрируются, но в 2,6 раза меньше, чем это следует из теоретических расчетов. Пока трудно сказать, в чем причина этого расхождения. Ведь несколько лет назад говорилось, что их «в 3,5 раза меньше», но вот уточнили сведения о вероятности одной из реакций... и сразу «ситуация» несколько улучшилась. Исследования, как говорится, продолжаются...

В 1974 г. в Крымской астрофизической обсерватории АН СССР под руководством А.Б. Северного проводилось детальное изучение движений поверхности Солнца и были открыты пульсации с периодом 160,01 минуты и амплитудой скорости около 0,5 м/с. Опять-таки рассмотрены все мыслимые варианты решения, но окончательно выбор все еще не сделан.

Примечания

1. Фаулер У. Экспериментальная и теоретическая ядерная астрофизика: Проблема происхождения элементов. — М.: Знание. Сер. Новое в жизни науки и техники. — Космонавтика, астрономия, 1985, № 5.

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