Барри Паркер - Мечта Эйнштейна. В поисках единой теории строения
В 1912 году после кончины Дж. X. Дарвина, сына Чарлза Дарвина, освободилась кафедра Плумиана в Кембриджском университете. Все были уверены, что кафедру займёт Джеймс Джинс, один из учеников Дарвина, но университетский комитет выбрал Эддингтона. Это было тем более неожиданно, что тридцатилетний Эддингтон был на пять лет моложе Джинса. Джинса такой поворот дела расстроил, и долгое время он считал Эддингтона серьёзным соперником во всём. Впоследствии между ними не раз происходили бурные публичные дискуссии.
В том же году, когда Эддингтон стал профессором в Кембридже, была опубликована важная диаграмма Герцшпрунга-Ресселла, названная по именам её авторов. На этой диаграмме отложена истинная, или абсолютная звёздная величина в зависимости от температуры поверхности звезды. Большинство звёзд на этой диаграмме располагается по диагонали, указывая примерное соотношение между двумя переменными. Эддингтон пришёл к выводу, что эта диаграмма даёт ключ к открытию тайн строения звёзд. И действительно, она оказалась сродни Розеттскому камню.
Крайний справа – Эддингтон. Третий справа – Г. Н. Ресселл (один из авторов диаграммы Герцшпрунга-Ресселла)
В то время, однако, о внутреннем строении звезды практически ничего не было известно. Эмден предположил, что звёзды целиком состоят из газа, но многие астрономы считали, что они состоят из несжимаемой жидкости, чего-то вроде горячего клея. Тем не менее никто не представлял, насколько высока температура внутри звезды. Более того, такой вопрос даже не приходил в голову большинству астрономов, да и Эддингтон вначале не очень интересовался внутренним строением звёзд, к этой проблеме он пришёл окольным путём. Эддингтон решил попытаться объяснить странные пульсации цефеид, звёзд переменной светимости, и вскоре обнаружил, что об их внутреннем строении, как, впрочем, и о строении звёзд других типов, практически ничего не известно. Для начала ему пришлось заняться этой проблемой.
Предположив, что звезда целиком состоит из газа, Эддингтон решил посмотреть, какими должны быть условия её устойчивого равновесия. Ясно, что тяготение вызывает сильнейшее сжатие звезды, и, значит, должна существовать какая-то противодействующая ему сила. Сразу же возникает мысль, что сжатию препятствует давление газа. Гениальность подхода Эддингтона состоит в том, что кроме обычного давления газа он принял во внимание и радиационное давление. Было хорошо известно, что обычный свет оказывает давление, а уж внутри звезды, где излучение особенно интенсивно, его давление становится весьма существенным. Эддингтон установил, что в первую очередь сжатию звезды препятствует не давление газа, а радиационное давление. Исходя из этого предположения, он определил некоторые характеристики звёзд, хорошо согласовавшиеся с наблюдениями.
Одним из наиболее крупных достижений его теории явилось определение температуры в центре звезды. Эддингтона поразило, насколько высока она оказалась – 15 миллионов градусов. При такой температуре атомы должны находиться в ионизованном состоянии (они лишены электронов). Затем Эддингтон совершил невероятное – он создал полную математическую модель внутреннего строения звезды. Наверное, при этом он усмехнулся про себя, вспомнив собственные слова, сказанные за несколько лет до этого: «Мы никогда не узнаем, что происходит внутри звезды. Это выше нашего понимания». В 1926 году Эддингтон опубликовал свои результаты в ставшей классической книге «Внутреннее строение звёзд».
Эддингтон всю жизнь прожил холостяком. Чтобы сохранять форму, играл в гольф и путешествовал пешком и на велосипеде. Велосипед был его страстью, в день он мог накатывать по сто миль и даже в шестьдесят лет проезжал за раз миль восемьдесят. Для отдыха читал детективы и решал кроссворды. Он был застенчив и в обществе женщин чувствовал себя неловко, влечения, он, видимо, к ним не испытывал. С представительницами прекрасного пола – кроме матери и сестры, которые вели хозяйство, – он почти не общался.
Лектором Эддингтон был негодным; входя в аудиторию, он вынимал из огромного внутреннего кармана знаменитые теперь, а тогда просто ветхие конспекты, и через несколько минут большинство начинало клевать носом. А вот его публичные выступления, как ни странно, пользовались огромным успехом. Он тратил много времени на подготовку, и публика на них валом валила. Возможно, им не хватало живости – Эддингтон терялся, если иногда приходилось отходить от заготовленного текста. Вопросы его нервировали, он волновался и сбивался. Но в целом его публичные выступления и популярные книги пользовались огромным успехом, а самому ему, видимо, нравилось пропагандировать достижения науки. Пожалуй, широкой публике лучше всего известна эта сторона его жизни.
Установив внутреннюю структуру звёзд, Эддингтон занялся определением источника их энергии, ведь судя по всему, они выделяли огромное количество энергии в течение многих миллионов лет. После того как его коллега Ф. Астон показал, что четыре атома водорода весят больше атома гелия (звёзды состоят в основном из водорода и гелия, а атом гелия состоит из четырёх атомов водорода), Эддингтон задумался над тем, не происходит ли превращения массы в энергию. Не может ли часть массы звезды переходить в энергию? Если да, то согласно уравнению, незадолго до того выведенному Эйнштейном, должно высвобождаться огромное количество энергии. Эддингтон пришёл к выводу, что именно этот процесс и является источником энергии звёзд.
Эддингтон был буквально осыпан наградами: ему были присвоены 12 почётных степеней, присуждена золотая медаль Королевского астрономического общества, в 1930 году он получил дворянство, а в 1938 году – очень почётный орден «За заслуги».
Скончался он скоропостижно. В конце 1944 года здоровье Эддингтона стало ухудшаться, он ещё пытался ездить на велосипеде, но вскоре был вынужден от этого отказаться. Он старался перебороть боль, но ослабел настолько, что был вынужден обратиться к врачу. Его тут же прооперировали и обнаружили неизлечимую форму рака. Вскоре он скончался.
Эддингтона будут помнить за блестящие прозрения и огромные достижения в астрономии. Но в то же время, как мы увидим дальше, Эддингтон встал на пути прогресса в астрофизике, упрямо не соглашаясь с новыми важными идеями.
Жизненный цикл звезды
Располагая результатами Эддингтона, астрономы смогли заняться проблемой эволюции звёзд. Теперь известно, что в центре звезды в самом деле идут ядерные реакции, которые служат источником её энергии; иногда эту внутреннюю область образно называют термоядерной печью. Подробно ход реакций на Солнце проанализировал в 1938 году Ганс Бете. Он показал, что в результате серии реакций водород превращается в гелий, причём этот процесс сопровождается выделением огромного количества энергии. От центра потоки энергии довольно долго добираются до поверхности звезды, а затем излучаются в пространство.
Наше Солнце – всего лишь звезда, такая же, как и сотни других на ночном небосводе. Хотя оно в миллионы раз больше Земли, Солнце – звезда средних размеров. Есть красные гиганты, в тысячи раз больше Солнца, есть маленькие белые карлики, чуть больше Земли. В результате тщательного изучения всех этих звёзд удалось создать теорию, удовлетворительно объясняющую, как образовалось Солнце с окружающими его планетами. Предполагается, что так же развивались и все другие звёзды со своими планетами (если они есть).
По наиболее точным современным оценкам, около 5 миллиардов лет назад существовало гигантское газовое облако, состоящее в основном из водорода с небольшими примесями гелия и совсем малой доли (около 1%) более тяжёлых элементов. Это холодное облако неправильной формы, называемое протосолнечной туманностью, медленно вращалось. По мере того как собственные гравитационные силы вызывали сжатие туманности, её вращение ускорялось, и в результате она приобрела примерно сферическую форму. В какой-то момент направленная вовне сила, создаваемая вращением, стала препятствовать дальнейшему сжатию вещества в какой-то одной плоскости. В других же плоскостях сжатие продолжалось, пока туманность не превратилась в гигантский диск с утолщением в центре.
Газ в утолщении конденсировался, разогревался, и возникшее излучение распространялось в окружающий газ. Этому утолщению, которое на данной стадии называется протозвездой, суждено было в конце концов стать нашим Солнцем. Излучение разорвало некоторые участки, проходя через них, но ему было трудно пробиться сквозь плотные слои газа, и в результате по мере удаления от центра температура постепенно падала.
Затем из туманности стали конденсироваться мельчайшие частицы. В более горячих внутренних слоях образовались зёрнышки железа, никеля и более тяжёлых элементов, подальше – кремния, ещё дальше метана, аммиака и более лёгких элементов. Эти частички падали на центральную плоскость газового диска и в конце концов образовали внутри него гигантское кольцо, подобное кольцам Сатурна, но гораздо больше них. Как и в кольцах Сатурна, внутренние частички двигались быстрее внешних, в результате чего они иногда сталкивались, слипались и превращались в небольшие камешки. Те, в свою очередь, сталкивались и слипались, образуя астероиды. На поверхность астероидов падали мелкие кусочки вещества, а в результате столкновения астероидов образовывались протопланеты – каменистые тела, окружённые плотной атмосферой из водорода и гелия.
