13 декабря 1920 г. впервые в истории был измерен угловой диаметр звезды при помощи особого аппарата, изобретенного профессором А. А. Майкельсоном. До этого времени каждая звезда представлялась просто в виде светящейся точки, и ни разу путем опыта не удавалось отличить ее от точки геометрической. Но в этот достопримечательный вечер 20 фт. интерферометр, сооруженный в Обсерватории на Mount Wilson, был направлен на звезду Betelgeuse, и измерение показало, что эта звезда имеет диск в одну двадцатую секунды в диаметре — приблизительно величиною в монету пол-пенни на расстоянии 50 миль 2). Расстояние звезды Betelgeuse до сих пор не удалось определить с тою точностью, как расстояние многих других звезд; поэтому мы не можем обратить эту кажущуюся величину в хотя бы приблизительно действительную. Betelgeuse имеет не менее 200 миллионов миль в диаметре. Орбита земли могла бы вполне поместиться в ней.
Таким образом, не все звезды могут быть приравнены к объектам сравнительно небольшой величины, как, напр., солнце; между ними встречаются экземпляры поистине гигантских размеров по сравнению с ним. Мы можем прибавить новую ступень к астрономической таблице умножения: земля, взятая миллион раз, дает одно солнце; солнце, взятое 10 миллионов раз, даст одну звезду Betelgeuse. Это сравнение относится к объему, а не к количеству материи. Оно оставляет открытым вопрос: следовало ли бы соединить материю 10 миллионов солнц, чтобы получить одного из подобных гигантов, или же, наоборот, раздуть солнце в 10 миллионов раз против его настоящей величины.
Нет сомнения, что последнее разрешение вопроса ближе подходит к истине. Betelgeuse содержит больше материи, чем солнце (быть может в 50 раз), но ее исполинская величина зависит главным образом от той разряженности, с которою эта материя заполняет пространство. Это — громадный шар, очень незначительной плотности, гораздо меньшей, чем воздух, в то время как в солнце материя достигает большей плотности, чем вода.
Является ли какая-нибудь звезда таким шарообразным телом или имеет ли она сравнительную плотность солнца, — зависит от стадии ее развития, на которой мы ее застаем. Естественно думать, что звезды постепенно уплотняются из первоначально разреженной материи, т. е. становятся все более плотными по мере продвижения истории их развития. В настоящее время мы можем найти на небе примеры для каждой степени этого развития. Большинство звезд, которые мы наблюдаем невооруженным глазом, находятся в ранней стадии разреженного состояния не потому, что таких молодых звезд больше, а потому, что их значительный объем делает их более яркими и заметными.
То, что я имею сказать о внутренности звезд, относится главным образом к этим молодым, разреженным звездам, гигантским, как их принято называть. Причина этому та, что свойства материи в газообразном состоянии доступнее нам, чем в уплотненном виде. Хотя трудности изучения более плотных звезд, как, напр., солнца, и не непреодолимы, но мы естественно дальше продвинулись на более доступной нам почве проблемы гигантских звезд.
Мы наблюдаем физические условия только на поверхности данной звезды, и сперва может показаться недоступным узнать что-либо о таких же условиях в недрах ее. Рассмотрим, напр., температурный вопрос.
Свойства света, полученного со звезды Betelgeuse, говорят о температуре в 3000° С., т. е. не особенно высокой, судя даже по примерам на нашей земле. Но такая температура относится конечно к поверхностным слоям звезды, которые излучают наблюдаемый нами свет, и не дает представления об ужасающем жаре в центре.
Внутренняя температура таких звезд зависит от данного объекта, но обычно колеблется между 2 и 20 миллионами градусов. Не следует, однако, думать, что жар настолько велик, что недоступен нашему обычному пониманию температуры. Нет, ее следует понимать буквально. Температура есть определение скорости движения отдельных мельчайших частичек материи. В массе гелия при обычных температурах средняя скорость атомов не достигает одной мили в секунду; при четырех миллионах градусов она доходит до 100 миль в секунду. Эта большая скорость, но еще не внушающая тревоги. Физики в своих лабораториях проделывают опыты над атомами гелия, α-частичками радиоактивных субстанций, достигающими скорости ста тысяч миль в секунду, и с презрением смотрят на жалкую пляску звездных атомов.
Мы должны таким образом представить себе типичную гигантскую звезду со среднею плотностью воздуха, раздутого по крайней мере в тысячу раз против величины солнца. Атомы, создающие звезды, движутся в разных направлениях со скоростью до 100 миль в секунду, постоянно сталкиваясь и меняя направление. Каждый атом постоянно притягивается к центру тяжестью своей массы и также постоянно отталкивается при столкновении с другими атомами. Энергия этого атомного движения, которую мы назовем "материальным теплом", создает в звезде громадный запас тепла, но это только часть ее теплового запаса. Звезда содержит еще другой тепловой запас, а именно "эфирный" или волны эфира, подобные тем, которые доносит до нас через пустое пространство в 90 миллионов миль тепло солнца. Эти волны тоже движутся во всех направлениях внутри звезды. Они замкнуты материей, которая не дает им просачиваться наружу, за исключением точек с более медленным движением. Эфирная волна задерживается атомом, меняет свое направление, сталкивается с новым атомом и т. д. быть может в течение целых сотен лет, пока случайно не окажется на поверхности звезды. Теперь она вольна носиться в пространстве или же ваконец достигает какой-нибудь отдаленный мир и, случайно привлекая внимание астронома, дает ему знать, что светится звезда.
Подобное обладание двойным запасом тепла не встречается ни в одном из самых горячих, более известных для нас, тел. В лабораториях горячие тела обнаруживают почти исключительно материальное тепло, в то время, как запас эфирного тепла в них ничтожен. В гигантских звездах тепло распределяется приблизительно поровну между обоими видами его. Нельзя ли представить себе третье условие, при котором преобладало бы эфирное тепло при незначительности материального? Без сомнения такое условие можно себе представить, но — и это крайне интересно и быть может не лишено значения — нигде в природе мы его не встречаем.
Вам знакомо понятие о давлении света, т. е. что свет действительно обладает массою, весом и скоростью и производит легкое давление на препятствующие ему предметы. Луч света или эфирных волн подобен очень легкому ветру; но сильная эфирная энергия внутри звезды дает и сильный ветер, который расширяет звезду. На некотором протяжении он принимает на себя тяжесть внешних слоев, облегчая таким образом упругость газа. Это конечно следует принять во внимание при наших вычислениях внутренней температуры, понижая ее сравнительно с предполагавшеюся.
Также как эфир и материя делят между собою тепловую энергию, так эфирный ветер и упругость материи делят тяжесть внешних слоев. Мы можем установить пропорциональность, в которой они действуют. Приблизительно одинаковая пропорциональность приложима ко всей внутренности звезды и зависит исключительно от ее общей массы, а не от плотности и даже не от химического состава материи. Больше того, для вычисления этой пропорциональности, мы не нуждаемся в астрономических познаниях; надежные данныя для требуемой формулы определяются в физической лаборатории.
Представим себе физика на окруженной тучами планете, который никогда не слышал о звездах и который занят подобными вычислениями для газовых шаров различных размеров. Допустим, что он начинает с шара, заключающего 10 gm., затем 100 gm., 1000 gm. и т. д. Шары очень быстро увеличиваются в объеме. № 1 имеет вес письма, № 5 — вес человека, № 8 — вес аэростата, № 10 — вес большого океанского парохода (дальнейшие сравнения найти затруднительно).
Следующая таблица знакомит нас с некоторыми из его результатов:
| Номер шара. |
Эфирное давление. |
Давление материи. |
| 30 | 0.00000016 | 0.99999984 |
| 31 | 0.000016 | 0.999994 |
| 32 | 0.0016 | 0.9984 |
| 33 | 0.106 | 0.894 |
| 34 | 0.570 | 0.430 |
| 35 | 0.850 | 0.150 |
| 36 | 0.951 | 0.049 |
| 37 | 0.984 | 0.016 |
| 38 | 0.9951 | 0.0049 |
| 39 | 0.9984 | 0.0016 |
| 40 | 0.99951 | 0.00049 |
Начало таблицы состояло бы из длинных рядов нулей и девяток. №№ 33, 34 и 35 шаров становятся интересными, а дальше таблица впадает опять в нули и девятки. Рассматриваемая как борьба между эфиром и материей, таблица слишком однообразна, чтобы вызвать интерес. Только №№ 33—35 составляют исключение.
Теперь прорвем завесу туч, за которой скрывался наш физик, и позволим ему взглянуть на небо. Он увидит на нем тысячи миллионов газовых шаров, отвечающих №№ 33—35 на его таблице. Самая легкая из известных нам звезд как раз почти совпадает по весу, с №33, самая тяжелая едва превышает вес №35. Главное большинство колеблется между №№ 33—34, т. е. именно в пределах, где эфирное давление становится значительным фактором.
Интересно отметить, что материя во вселенной первично собиралась из единиц почти неизменных масс. Звезды отличаются одна от другой яркостью, плотностью, температурою и т. д., но все они содержат приблизительно одинаковый запас материи. За немногими исключениями они вмещают в себе солнечную массу, взятую от ½—5 раз. Не может оставаться серьезных сомнений относительно причины этого, хотя подробное объяснение может показаться затруднительным. Тяжесть есть сила, уплотняющая материю. Не встречая препятствий, материя соединилась бы, образуя шары непомерной величины. Но эфирное давление и является здесь препятствующею энергиею (без сомнения в союзе с центробежною силою вращения звезды); его функция — мешать скоплению больших масс.
Мы видим, что сопротивление это становится серьезным лишь при достижении материей степени почти № 33 на нашей табличке. Если это сопротивление существует, то оно остановит скопление прежде, нежели последнее достигнет № 35, потому что тем временем оно практически должно было побороть более пассивного противника, т. е. давление материи. Не нужно знать в точности, как сильно должно быть сопротивление, потому что раз оно становится заметным, оно нарастает очень быстро и скоро достигнет необходимой для себя силы. По всей вселенной звезды свидетельствуют о том, что собирание материи продолжается только пока не встречает оппозиции, с которой уже не может бороться.
Гомерлэн в 1870 г. доказал, что по море уплотнения газообразной звезды температура ее поднимается. Betelgeuse типична для первого этапа развития, когда температура поднялась ровно настолько, чтобы звезда стала давать свет. Она будет продолжать уплотняться, температура ее будет расти, а свет из красного станет желтым и наконец белым. Но ясно, что такое уплотнение не может продолжаться вечно. Когда оно достигло известной степени, материя станет слишком плотной для того, чтобы подчиняться законам совершенного газа. Новые законы войдут для нее в силу. Повышение температуры становится менее интенсивным, останавливается и, наконец, начинает падать. Мы можем вычислить, что наивысшая температура достигается приблизительно при плотности равной ¼—⅓ плотности воды. Солнце плотнее воды; значит оно перешло через грань и находится в состоянии падения температуры.
Пока температура повышается, яркость звезды мало изменяется. Звезда делается горячее, но меньше. Вычисления показывают, что увеличение света и тепла на протяжении одного квадратного метра и уменьшение поверхности почти равняются между собою, так что общий результат остается почти неизменным. Но в период упадка температуры, как охлаждение, так и уменьшение поверхности одинаково сокращают яркость света, который с заметною быстротою уменьшается по мере прогрессирования этой стадии. И это согласуется вполне с наблюдениями над звездами.
Какой бы уровень температуры мы ни взяли, звезда должна неизбежно дважды пройти через него в течение своей истории: во первых — в период повышения температуры, во-вторых — в период понижения ее. При классификации звезд мы руководствуемся главным образом температурою их поверхности, от которой преимущественно зависят, как спектральные особенности света, так и цвет его, и известные нам химические условия. Но такой способ классификации смешивает звезды в ранней стадии повышения и в поздней стадии понижения температуры. Напр., звезда вроде Betelgeuse, едва начинающая свою историю, помещается в один класс с плотными красными звездами, которые уже совершили свой жизненный путь и вторично "впали в детство". Обе они — красные звезды с низкой температурою. Этим неточным определением довольствовались для классификации. Сэр Норман Локэйр (Lockyer) всегда упорно держался подразделения звезд на две серии: с повышающеюся и с понижающеюся температурою, но не находил поддержки ни в ком из других спектроскопистов. Ему не удалось доказать своей теории, хотя он зачастую и очень близко подходил к настоящему критерию. Точным подразделением звезд мы обязаны Ресселю и Герцшпрунгу, которые открыли его не с помощью спектроскопии, а с помощью измерения абсолютной яркости звезд: большая яркость повышающихся звезд, зависящая от их большей величины, позволяет легко отличить их от звезд, находящихся в периоде упадка, по крайней мере в периоде низких температур. В период высшей температуры обе серии звезд легко смешиваются.
Теории о различии обеих серий и ознакомление с действительным положением звездной эволюции — вероятно наиболее революционное и целесообразное достижение в области новейшей астрономической физики. Она начала вытеснять прежний взгляд еще около 1914 г. Следует при этом отметить, что открытие это было сделано в области более старой астрономии, а не в той, которую принято называть астрофизикою. Данными я клялись величины параллакса, собственное движение, орбиты двойных звезд и т. д. Спектроскописты заблуждались относительно порядка эволюции, и их соперникам удалось найти правильный путь. Однако первые недолго оставались в тени: Адамс и Кольшиттер нашли простой спектроскопический способ для различения звезд с повышающеюся и с понижающеюся температурою.
До сих пор мы описывали внутренность звезд, как какой-то хаос атомов и эфирных волп. Следует вывести на сцену еще третье действующее лицо: большие количества свободных электронов, несвязанных единиц отрицательного электричества. Более многочисленные, чем атомы, электроны носятся со скоростью в сотни раз большей, которая отвечает их малому весу: около ¹/₈₀₀₀ атома водорода. Эти электроны происходят из атомов путем отделание при высоких температурах. В типичной звезде они должны находиться в очень большом числе.
Это условие преодолевает наше главное затруднение в вопросе молекулярного веса звездных материй, с которым мы должны ознакомиться для определения состава звезд. На первый взгляд может показаться безнадежным такое стремление определить молекулярный вес, не зная элементов, составляющих данный объект. Но предположим сначала, что температура настолько высока, что все второстепенные электроны отделяются из сложного атомного ядра. Атом натрия разделяется на 12 частей, а именно: 11 электронов и 1 остаток; атомный вес 23 делится между двенадцатью независимыми частицами, так что средний вес получается 23 : 12 = 1,92. Возьмем железо; атомный вес его 56 делится между двадцатью семью частицами; среднй вес — 2,07. Олово дает 119, деленное на 51, т. е. 2.34. Уран — 238, деленное на 93, т. е. 2,50. Повидимому, безразлично каков бы ни был рассматриваемый элемент: средний вес конечных частиц (т. е. молекулярный вес) всегда будет около 2. Будь температура звезд немного выше действительной, наша задача оказалась бы очень легкою. Но, к сожалению, она недостаточно высока, чтобы дать полное разделение, и степень последнего зависит от температуры данной звезды. По большой части по крайней мере половина электронов отделяется, и молекулярный вес должен колебаться таким образом между 3 и 4.
Мы говорили о физике, находящемся на окруженной туманом планете, который мог по лабораторным данным заключить о величине тел, скопляющихся из материй вселенной. Дадим ему теперь более сложную задачу. Предложим ему определить яркость света одного из газовых комплексов, которые мы набюдали, наметив, допустим, равный № 34 на его таблице. Как уже было сказано, звезда практически сохраняет ту же степень яркости пока она, в качестве совершенного газа, находится в периоде повышения температуры. Следовательно нам не придется давать ему каких-либо данных, кроме самой массы. Прибегая к прежнему способу, представим себе серию лампочек в 10 свечей, в 100 свечей, в 1000 свечей и т. д. Задачей нашего физика будет определить, которая из серии лампочек ближе отвечает данной звезде. Мне кажется, что ему нетрудно будет справиться с этой задачею, т. е. правильно назвать 31-ую лампочку. При этом однако недостаточно, чтобы он знал о запасах тепла в звезде: яркость ее зависит от порядка, в котором просачиваются волны эфира; а этим создается новое усложнение — препятствующая сила материальных атомов, которая задерживает световой поток.
Для этой силы есть особое, название: непрозрачность. Рассеянное вещество, задерживающее свет и тепло, называется непрозрачным, опаковым. Повышение температуры по мере приближения к центру звезды заставляет тепло стремиться к слоям с более низкой температурою, но непрозрачность материи препятствует ему. Исход борьбы между этими двумя факторами является решающим для того количества тепла и света, которое сумеет найти себе выход. Мы уже вычислили внутреннее распределение температуры, т. е. первый фактор нам известен. Если нам доступно наблюдение над потоком тепла и света снаружи, мы сумеем определить и свойства второго фактора. Такое наблюдение нам вполне доступно, ибо этот внешний поток и есть то тепло и тот свет, который нами воспринимается у звезд.
Одним из недостатков астрономии является тот факт, что наши познания о звездах столь не систематичны. Мы хорошо знакомы с веществом одной какой-нибудь звезды, но не знаем ее абсолютной яркости; нам известна яркость другой звезды, но не ее вещество; третья звезда дает нам представление о своей плотности и ничего более. Сириус, Процион и α Центавра исследованы с большою точностью и полнотою, но ни одна из этих звезд не есть гигантская звезда в стадии совершенного газа, и поэтому они не интересны при данном вопросе. Около года тому назад нам, к счастью, удалось приобрести полные и точные сведения насчет одной из молодых гигантских звезд Капеллы. И в этом случае благую роль сыграл наблюдательный метод проф. Майкельсона при помощи его интерферометра. Наиболее яркий компонент Капеллы (двойная звезда) имеет массу в 4,2 раза больше массы солнца и лучистость в 160 раз больше. Мы пользуемся этими данными для вычисления непрозрачности Капеллы, которая оказывается 150 в С.G.S. единицах.
Для более яркой иллюстрации рассмотрим ближе эту звезду и отыщем область с плотностью, которая равна привычной для нас земной атмосфере. Слой этого газа, толщиною хотя бы в 6 дюймов, создает уже непрозрачную завесу. Лишь одна двадцатая светящейся энергии проникнет сквозь нее, а все остальное поглотится газом.
На первый взгляд может показаться мало вероятным, чтобы 6 дюймов газа могли настолько решительно задержать эфирные волны. Но с другой стороны, исходя из общих физических познаний, мы могли ожидать этого. Сообразно длине волн эфира им даются различные названия. Самыми длинными являются волны Герца, известные нам по беспроволочному телеграфу. Затем следуют невидимые тепловые волны; за ними — световые, далее — фотографические или ультра-фиолетовые. Кроме того мы имеем рентгеновские лучи и в конце концов самые короткое из всех γ-лучи, выделяемые радиоактивными веществами. К которой из всех этих серий следует отнести эфирные волны внутри звезды, создающие ее эфирное тепло? Это есть только вопрос температуры: эфирными волнами звездных температур являются, так называемые, рентгеновские лучи, при этом, более точно, очень "мягкие" рентгеновские лучи. Мы знаем, что рентгеновские лучи, особенно мягкие, сильно поглощаются любым веществом. Препятствующая непрозрачность (opacity), которую мы встречаем на Капелле, равняется препятствующей силе земных веществ по отношению к рентгеновским лучам, измеряемой в лабораториях.
Конечно физик, исследующий противодействие вещества мягким рентгеновским лучам, пользуется перед нами большим преимуществом, имея возможность разнообразить свой материал, в то время как мы должны ограничиваться тем материалом, который дают нам звезды. Физик также задается целью установить, каким образом варьирует поглощение в зависимости от длины волн. Мы и в этом можем идти его путем; даже больше того, можем не ограничивать себя теми практическими трудностями, которые создаются для него стеснением ряда волн, а исследовать ряды волн, относящихся друг к другу как 10 к 1, прибегая к звездам различных температур. Правда результат наших исследований пока не очень точен. Только одна звезда — Капелла доступна точному определению. Для других приходится довольствоваться более грубыми заключениями. Результаты исследований на земле указывают на чрезвычайно быстрое изменение поглощения при небольших колебаниях длины волн. Астрономические наблюдения, наоборот, говорят за почти постоянный коэффициент поглощения. Хотя мы и не можем точно установить, возрастает ли или уменьшается поглощение сообразно с длиною волны, но очень незначительное изменение во всяком случае остается неоспоримым. Эта резкая разница между астрономическими и лабораторными результатами заставляет нас глубже проникнуть в теорию поглощения в звездах.
В настоящее время установлено, что эфирные волны, сталкиваясь с атомами, не поглощаются непрерывно. Атом лежит спокойно, ожидая случая и затем вдруг поглощает сразу целое количество волн. Волны соединяются в связки или пучки, называемые квантами, и атому предоставлен выбор поглотить их или оставить нетронутыми. Обычно порция слишком велика для его пищеварения, что впрочем ничуть не останавливает его. Атом становится жертвою своей алчности, короче говоря — он ломается. Один из его придаточных электронов отделяется при этом с большой скоростью, унося с собою избыток энергии, которую атом не смог удержать. Такие разрывы не могут оставаться неисцеленными, разве что оказался бы какой-нибудь контр-процесс против их заживления. Освободившийся электрон носится в пространстве, встречая новые атомы. И вот такой атом при благоприятных условиях задерживает свободный электрон и им залечивает свою рану. Теперь атом восстановлен и ждет новой добычи.
Отсюда происходит разница в поглощении рентгеновских лучей в лаборатории и в звездных сферах. В лаборатории рентгеновские лучи, служащие пищею для атомов, вырабатываются в небольшом количестве, и атомы насыщаются очень медленно. Задолго до того, что атом встречает новую добычу, он уже восстановлен и ждет удобного случая. В звездах же количество рентгеновских лучей огромно. Атомы ломаются и не успевают ловить новую добычу. Количество пищи голодного охотника обусловливается его ловкостью; количество пищи роскошествующего потребителя ограничивается затруднениями пищеварения. Лабораторные опыты свидетельствуют о том, как ловко атомы ловят свою добычу; звездные опыты — о том, как быстро они излечиваются от излишеств пира и готовятся к следующему. Эти опыты доказывают, насколько значительнее противодействующая эфирным волнам сила в звездах, чем в земных веществах.
Нами рассмотрены здесь некоторые из главных факторов, участвующих в проблеме внутренней природы звезд; здесь затронуты многие вопросы. Частичные результаты, достигнутые нами, однако настолько согласуются с наблюдениями, что дают нам смелость думать, что мы начали с правильного предположения и впредь также не натолкнемся на непреодолимые трудности. Оказывается, что газообразная материя при очень высоких температурах есть простейший вид вещества, поддающийся исследованиям математической физики. Очень трудно, даже почти недоступно, для современной науки разобраться в том, что происходит в материи куска дерева; но отнюдь не должна казаться слишком смелою надежда на близость того дня, когда мы сможем вполне постичь такое простое тело, как звезда.
1) Извлечено из доклада, прочитанного в Royal Institution 23 февраля 1923 г.
(стр. 3.)
2) Или дюйм на расстоянии 100 верст.
(стр. 3.)