§ 4. Подходы к решению проблемы источников звездной энергии и эволюции звезд на базе фундаментальных открытий физики конца XIX — начала XX в. Джинс, Эддингтон, Рессел.....

Новые горизонты раскрылись перед астрофизикой с рождением в конце XIX в. атомной физики, с открытием таких новых явлений на атомном уровне, как радиоактивность (Беккерель, 1896). Для астрофизики особую роль сыграло последовавшее открытие П. Кюри и его сотрудником А. Лабордом явления самопроизвольного выделения тепла радиоактивными элементами (1903). Оно-то и помогло на первых порах вывести проблему источников звездной энергии из тупика. Это сделал в начале XX в. выдающийся английский физик-теоретик и астрофизик Дж. Х. Джинс (1877—1946), выдвинувший правильную идею внутриатомной природы источника звездной энергии. Сначала Джинс экстраполировал на звездную Вселенную идею излучения за счет радиоактивности (около 1/4000 массы вещества переходило в излучение). Это обеспечивало существование звезды типа Солнца не более чем в течение 10¹¹ лет. Между тем подсчеты Джинсом возраста звезд из динамических соображений (по времени установления в Галактике равномерного распределения кинетической энергии звезд и др.) указывали на продолжительность их жизни в 10¹³ лет. В 1904 г. Джинс предложил в качестве механизма высвобождения внутриатомной энергии в звездах аннигиляцию при встрече электрона и протона и таким образом постепенное полное уничтожение всего вещества звезды и перехода его в излучение. После установления в 1906 г. Эйнштейном количественного закона превращения вещества в излучение (E = mc²) Джинс подсчитал, что этот механизм мог бы обеспечить излучение Солнца в течение 10¹³ лет.

Предположение об аннигиляционном механизме выделения звездной энергии в дальнейшем под давлением новых фактов было оставлено. Но гениальная мысль Джинса о внутриатомном характере источника звездной энергии легла в основу всех последующих теорий эволюции звезд. Позднее Перрен и Эддингтон предложили другой внутриатомный источник энергии — синтез атомов Не из атомов Н, при котором в излучение переходит ок. 1/130 массы вещества (вес одного атома Не немного меньше суммарного веса четырех атомов H). Это обеспечивало продолжительность жизни звезды порядка 10¹¹ лет, что оказалось правильнее оценки Джинса (10¹³ лет).

Вместе с возникновением всеохватных комплексных проблем в астрофизике, ставшей с самого начала наукой не только о строении и составе, но и об эволюции небесных тел, конкретные исследования в ней по мере углубления все более дифференцировались. В первое десятилетие XX в. были заложены основы теории звездных атмосфер. Главная заслуга в этом принадлежала немецкому астроному Карлу Шварцшильду (1873—1916), одному из основоположников астрофизики. Шварцшильд распространил на звездные атмосферы и развил математическую теорию лучистого равновесия, согласно которой перенос энергии в атмосфере звезды осуществляется в основном излучением, а конвективным переносом ее можно пренебречь, причем в каждой точке удерживается равновесие поглощенной и излученной энергии. На этом основании Шварцшильд построил первую теоретическую модель звездной атмосферы. Однако центральные части звезды, ее недра еще в течение десяти лет оставались совершенной загадкой. Хотя они также представлялись газом, но в чудовищно сжатом состоянии, которое было недоступно для анализа на основе теории газов (рассматривавшихся в «идеальном» состоянии). Ключ к загадке был найден Джинсом. В 1917 г. он обратил внимание на то, что при звездных температурах вещество в недрах звезды должно быть полностью ионизированным. Таким образом, с точки зрения физики оно оказывалось почти идеальным газом из электронов и положительных ядер, доступным математическому описанию.

Опираясь на эти соображения, термодинамическую теорию лучистого равновесия Шварцшильда и открытие П.Н. Лебедевым в 1907 г. светового давления, английский астрофизик и физик-теоретик Артур Стэнли Эддингтон (1882—1944) построил первую полную математическую теорию равновесной излучающей звезды. Главное уравнение теории связало температуру, давление и плотность вещества звезды с расстоянием от ее центра (недаром сам Эддингтон назвал свою теорию образно «аналитической буровой машиной»). Звезда по теории Эддингтона находилась в механическом равновесии благодаря тому, что сила тяжести в ней уравновешивалась газовым и световым давлениями. Несмотря на ряд ошибочных начальных допущений Эддингтона (в частности, неправильной оказалась его оценка среднего атомного веса «электронно-ядерного газа» звезды), которые, как выяснилось, мало влияли на уравнения, построенная им теория позволила ему установить фундаментальную в физике звезд зависимость между массой и светимостью звезд: светимость возрастает в них значительно быстрее массы. Это полностью подтвердилось для звезд главной последовательности диаграммы Г — Р (т, е, для подавляющего числа звезд в наблюдаемой Вселенной) и впервые объяснило наблюдаемый факт — то, что массы звезд различаются не более чем в сотни раз, тогда как светимости — в сотни миллионов раз. При росте массы звезды наступал момент, когда чудовищное световое давление делало звезду неустойчивой. Таким образом, Эддингтон ввел в 1924 г. в астрофизику представление о критической массе для нормальной устойчивой звезды и о предельной максимальной светимости звезды данной массы (Эддингтонов предел: L_эд = (M_*/M_☉)·10³⁸ эрг/с).

На основе своей теории Эддингтон впервые рассчитал диаметры некоторых звезд — красных гигантов (более 1 млрд км!), подтвердившиеся в дальнейшем интерферометрическими измерениями. Распространив теорию и на плотные звезды — «белые карлики», он впервые дал количественную оценку гигантской плотности такой звезды — спутника Сириуса (около 5·10⁴ г/см³). В 1918—1919 гг. Эддингтон построил первую теорию цефеид как физических переменных, пульсирующих звезд (эта идея относительно природы их переменности впервые была высказана в 1879 г. А. Риттером, а в 1896 г. независимо Н.А. Умовым). В 1941 г. Эддингтон усовершенствовал эту теорию.

Эддингтон и Джинс первыми привлекли внимание к ядрам спиральных туманностей (которые они еще считали сгустками диффузной материи) как к особым точкам. Эддингтон считал, что это неустойчивые тела сверхкритической массы, а Джинс допускал даже, что в этих точках в нашу Вселенную втекает вещество из других, недоступных нам пространств Вселенной (в первые десятилетия XX в. получила распространение его гипотеза происхождения звезд как результата сгущения диффузной материи сначала в спиральную туманность). С окончательным установлением истинной природы спиральных туманностей как. далеких галактик (Хаббл, 1924) эти идеи Эддингтона и Джинса, отпали сами собой (но дальнейшее развитие представлений о галактиках возродило идею сингумерности ядер галактик).

Пример плодотворности общей математической теории при ошибочности конкретной модели явления продемонстрировала развитая Джинсом в 1914—1916 гг. теория фигур равновесия вращающейся массы несжимаемой тяжелой жидкости, которой: он пытался объяснить происхождение двойных звезд (в результате разрыва одной такой массы) и спиральных туманностей. Образы «жидких» звезд, вращающихся и быстро уплощающихся диффузных спиральных туманностей ушли в прошлое, а теория, осталась как эффективный метод исследования космических объектов.

Вслед за Джинсом Эддингтон и Рессел приняли идею о внутриатомной природе источников звездной энергии. И хотя в 1920 г. Эддингтон первым высказал идею термоядерного механизма выделения этой энергии в результате синтеза H → He, он все же более склонялся тогда, как и Рессел, к джинсовской идее аннигиляции. Любопытно, однако, что в отличие от Джинса, который, «строго логически развивая свою идею, исходя из неверной предпосылки, пришел и к ошибочному конечному выводу — о независимости звездного источника энергии от температуры, Эддингтон и Рессел, нарушив логику, указали на необходимость некоторой критической температуры для включения энергоисточника звезды. Продолжив за Ресселом эволюционное истолкование диаграммы Г — Р, Эддингтон даже оценил такую критическую температуру в 32 млн градусов, что совпало с действительностью даже по порядку величины. Объяснение таким гениальным догадкам можно искать, думается, в колоссальной внутренней работе мозга ученого, что воспринимается другими (а порой и самим ученым) как озарение, как интуиция.