Артур Миллер - Империя звезд, или Белые карлики и черные дыры Страница 12

Эддингтон работал в одиночестве, без сотрудников. Его унылые лекции студенты посещать не стремились, но на элегантных и информативных публичных выступлениях они видели настоящего Эддингтона.

Все удивлялись, что в кабинете великого астрофизика научные журналы и книги валялись повсюду — на полу, на диване, на столе. Коллеги вспоминали, как они приходили к нему в кабинет точно в назначенное время, а Эддингтон удивленно и вежливо выслушивал их, поедая яблоко за яблоком и явно пытаясь вспомнить, кто стоит перед ним и зачем. Однажды норвежский астрофизик Свен Росселанд посетил его в указанное время. Но как раз незадолго перед этим Эддингтон решил, что лишь с помощью математики можно доказать существование элементарных частиц. Росселанд долго и безрезультатно стучал в дверь. Минут через пять Эддингтон все-таки открыл замок и воскликнул: «О, это вы! Войдите. Я только что обнаружил нейтрон».

Когда Эддингтон в 1906 году начал работать в Гринвичской королевской обсерватории, астрофизика все еще находилась в младенческом возрасте. Ученые считали, что такие звезды, как наше Солнце, представляют собой газообразные сферы из отдельных атомов[6]. О структуре самих атомов было известно очень мало до тех пор, пока датский физик Нильс Бор в 1913 году не предложил теорию строения атома. По этой теории атом представляет собой миниатюрную солнечную систему с положительно заряженным ядром, вокруг которого по определенным орбитам вращались отрицательно заряженные электроны. В результате атом оказывался электрически нейтральным, и полный заряд всей этой системы равнялся нулю. У водорода был самый простой и самый легкий атом, состоящий из ядра и одного электрона[7], а у следующего легкого элемента, гелия, было два электрона.

Предполагалось, что внутри звезд температура невообразимо высока и доходит до миллионов градусов Кельвина. Огромная тепловая энергия приводит к возбуждению электронов, вращающихся вокруг ядер, связи между электронами и ядром разрываются, образуются свободные электроны, и поэтому звезда представляет собой совокупность быстро перемещающихся электронов и медленно движущихся ядер. Астрофизики 1920-х годов при изучении структуры звезд основное внимание уделяли электронам. В те времена лишь немногие разбирались в ядерной физике, и только Эддингтон начал размышлять об источнике энергии для излучения звезд.

Астрофизики предположили, что звезды являются «идеальными газами»[8]. Термин «идеальный газ» появился в девятнадцатом столетии после установления простого соотношения между давлением, объемом и температурой газа с такой же малой плотностью, как воздух. Независимо от состава газа при постоянной температуре увеличение давления приводит к уменьшению объема газа. При постоянном давлении увеличение температуры приводит к увеличению объема газа; другими словами, при нагревании газ расширяется. Математическое соотношение между давлением, объемом и температурой газа и есть уравнение состояния идеального газа[9].

Физики измеряют температуру в градусах Кельвина, которые были названы так в честь британского ученого XIX века Уильяма Томсона — лорда Кельвина. Эти градусы пересчитываются в градусы Цельсия путем вычитания из них числа 273. Однако при огромных температурах звезд эта поправка несущественна, и можно использовать любую шкалу. Далее в книге температура будет указана в градусах Кельвина.

Эддингтон неоднократно встречался с американским астрофизиком Генри Норрисом Расселом. В 30 лет Рассел уже был профессором Принстонского университета. Как «старый принстонианец», он носил высокие ботинки со шнуровкой, крахмальные воротнички и дорогие костюмы. Во время краткого пребывания в Кембридже Рассел так проникся местной атмосферой, что даже усвоил британский акцент. Будучи ханжой, с неважным чувством юмора, он терпеть не мог, когда его называли крупным специалистом и всемирным авторитетом по Эросу — дело было в том, что предметом его кандидатской диссертации был астероид под названием Эрос. Рассел обладал огромным авторитетом в американском научном сообществе, и начинающие астрофизики побаивались его. Коллеги вспоминали о нем как об эгоистичном, властном и самоуверенном человеке. При этом Рассел всю жизнь завидовал Эддингтону и своему главному сопернику, астрофизику Джеймсу Джинсу, так как Джинс в Принстоне занимал более высокую должность с большей зарплатой. Впрочем, несмотря на свои личные недостатки и эксцентричность, он был превосходным астрофизиком, а его дипломники работали чуть ли не во всех обсерваториях мира.

Рассел пытался решить фундаментальную проблему — как протекает жизненный цикл звезд, как они рождаются, как эволюционируют и как умирают. В одной из первых работ Эддингтон развивал идею Рассела, касающуюся переменных звезд в созвездии Цефея. Блеск цефеид колеблется от максимума до минимума с периодом от нескольких часов до нескольких дней. К 1908 году было найдено более 1700 таких звезд и установлены определенные закономерности колебаний блеска звезд в созвездии Цефея[10]. Эддингтон вывел соотношение между периодом колебания звезд и их плотностью, причем результаты его расчета с неплохой точностью соответствовали астрономическим наблюдениям[11].

И вот Эддингтон решил выяснить, как звезды становятся цефеидами и что происходит с ними, когда, исчерпав свою энергию, они прекращают светиться и пульсировать. Первую подсказку он получил на лекции Рассела в Королевском астрономическом обществе в 1913 году, когда Эддингтон стал профессором на кафедре, возглавляемой Филиппом Плумианом. Доклад Рассела был последним по расписанию, все уже почти засыпали, и лишь Эддингтон внимательно слушал докладчика.

В XIX веке ученые обнаружили, что Вселенную пронизывают электромагнитные волны. Человеческий глаз способен различать лишь крошечный диапазон электромагнитного спектра, между ультрафиолетовым и инфракрасным излучением. Но на телескопах, установленных на орбитальных спутниках вне земной атмосферы работают датчики, чувствительные к невидимой глазу части спектра. С помощью этих датчиков можно изучать интереснейшие процессы во Вселенной, сопровождающиеся излучением в гамма- и рентгеновском диапазоне.

Каждый атом звезды испускает волны определенной частоты, точно так же, как камертон, имеющий заданную частоту звука. Излучение звезды представляет собой набор частот излучения огромного количества атомов самых различных элементов. Если одновременно ударить по миллиону камертонов, то можно услышать лишь шум, не различая в нем частоты отдельных камертонов. Аналогично излучение звезд представляет собой набор огромного количества различных длин волн электромагнитного спектра, который и изучают астрофизики с помощью различных спектроскопов, соединенных с окулярами телескопов. Попадающее в спектроскоп излучение звезды разлагается на набор частот, астрофизики фиксируют этот спектр на фотопластинке, и каждая частота проявляется как отдельная спектральная линия, подобно отпечаткам пальцев. Каждому химическому элементу соответствуют собственные специфические спектральные линии.

В конце XIX века астрономы Гарвардской обсерватории наняли низкооплачиваемых работниц для проведения классификации спектров излучения 500 тысяч звезд. По температурам на поверхности звезды были разделены на несколько классов, обозначенных как О, В, A, F, G, К, М, в порядке снижения температуры. Если О-звезды имеют поверхностные температуры в диапазоне от 28 000 до 50 000 К, то М-звезды — в диапазоне 2400–3480 К. Эти температуры были измерены с помощью спектров излучения звезд[12].

Блестящая идея Рассела состояла в построении графика зависимости блеска звезд от их температуры. Точно такой же график был построен датским астрономом и фотохимиком Эйнаром Герцшпрунгом независимо от Рассела[13], вот почему этот график получил название диаграмма Герцшпрунга-Рассела (HR-диаграмма). Именно эта диаграмма привлекла особое внимание Эддингтона во время доклада Рассела в 1913 году.

Рассел тогда представил диаграмму для 300 звезд, расстояния от которых до Земли были известны с высокой точностью. Он был чрезвычайно удивлен, что звезды на графике расположились вовсе не беспорядочно. Большинство звезд попало на полосу, идущую по диагонали от горячих и ярких звезд О-типа в левом верхнем углу диаграммы до холодных и тусклых звезд М-типа в правом нижнем углу графика. Эти звезды имели такой же геометрический размер, как и наше Солнце. Рассел назвал эту диагональную полосу «главной последовательностью». Другой класс звезд — больших по размеру и приблизительно одной яркости — оказался на горизонтали, отходящей от главной последовательности. По предложению Герцшпрунга Рассел назвал звезды на главной последовательности «карликами», а на горизонтальной полосе — «гигантами». Таким образом, звезды были разделены на два класса — гиганты (яркие звезды, в десятки и сотни раз больше Солнца) и карлики (равные по размеру Солнцу, с меньшей яркостью).