Империя звезд, или Белые карлики и черные дыры - Артур Миллер Страница 16

Но это и был один из самых важных, требующих ответа вопросов — почему звезды светят? Эддингтон полагал, что теория, разработанная в конце XIX века немецким энциклопедистом Германом фон Гельмгольцем и британским ученым Уильямом Томсоном (лордом Кельвином), совершенно неверна. Согласно этой теории, частицы звездного газа сжимались под действием гравитации, при этом их температура увеличивалась, и они начинали излучать свет. Но если эта теория верна, то рассчитываемый возраст Солнца равен примерно 20 миллионам лет ^[17], а в 1917 году методом радиоактивной датировки уже был определен возраст Земли — 2 миллиарда лет. Как же могло оказаться, что Земля старше Солнца?

И тогда Эддингтон предложил альтернативную теорию, согласно которой происходит медленная аннигиляция протонов и электронов с выделением энергии в виде света. Число электронов в звездах столь огромно, что запасы энергии «почти неисчерпаемы». Однако если протоны и электроны взаимно уничтожаются (именно такой процесс в физике называют аннигиляцией), то и сама звезда в конце концов должна исчезнуть. Кроме того, следовало ожидать появления очень плотных и ярких звезд. Но в таком случае почему столь плотные звезды, как белые карлики, такие тусклые? И не существуют ли пока неизвестные нам процессы, которые каким-то образом препятствуют аннигиляции? Вот почему ученые решили, что, по-видимому, внутри звезд должны происходить некие ядерные взаимодействия, которые и служат неисчерпаемым источником их энергии. И Эддингтон занялся определением источника энергии звезд, сияющих миллиарды лет.

В 1920 году Фрэнсис Астон, сорокатрехлетний химик Кавендишской лаборатории в Кембридже, сделал потрясающее открытие: он показал, что четыре атома водорода весят больше одного атома гелия. К тому времени уже было известно, что звезды состоят в основном из водорода и гелия, причем атом гелия можно представить как четыре слившихся атома водорода. Оказалось, что масса ядра гелия меньше суммы масс четырех ядер водорода, хотя и лишь на восемь десятых процента.

Эддингтон предположил, что в данном случае может происходить превращение массы в энергию. Если это так, то потеря массы будет соответствовать огромному количеству энергии, согласно E = mc², знаменитому уравнению Эйнштейна ^[18]. В этом уравнении E — энергия, m — масса и c — скорость света, равная 300000 км/с. Таким образом, исчезновение даже небольшой массы влечет выделение огромного количества энергии. Астон описал свое открытие очень ярко: «Переход количества водорода, содержащегося в стакане воды, в гелий высвобождает энергию, достаточную для путешествия на „Куин Мэри“ через Атлантику с максимальной скоростью».

Эддингтон сразу понял, что это открытие может объяснить столь длительное свечение звезд: «Если такое возможно в Кавендишской лаборатории, то и подавно на Солнце». В те времена ученые чрезвычайно мало знали о строении атомного ядра, но понимали, что для слияния протонов температура внутри звезды должны быть чрезвычайно высокой, чтобы придать частицам энергию, достаточную для преодоления огромного электростатического отталкивания. Правда, некоторые астрофизики утверждали, что температура внутри звезд не может быть столь высока, на что Эддингтон яростно отвечал: «Тогда идите и найдите место погорячее».

Именно тогда он начал разрабатывать свою знаменитую теорию, впоследствии названную стандартной моделью Эддингтона.

Он стремился описать происходящее внутри звезд исключительно математическими методами. В 1917 году Эддингтон впервые предложил свою теорию, но в применении только к гигантским звездам с настолько низкой плотностью, что к ним можно было применять законы для идеального газа. Температура внутри звезд достигает десятков миллионов градусов Кельвина, а значит, звезда излучает в рентгеновском диапазоне и испускает высокоэнергетичные кванты. При взаимодействии с атомами звезд рентгеновские лучи отрывают от них электроны, начиная с внешних орбит, где электроны слабее связаны с ядром. Этот процесс ослабляет энергию излучения во внутренней части звезды. Оторванные («свободные») электроны некоторое время хаотически движутся, пока их не захватят другие атомы, из которых электроны снова выбиваются излучением. Это приводит к дальнейшему ослаблению испускаемой энергии внутри звезды.

Вот как это описывает Эддингтон: «Внутри звезды среди атомов и электронов творится полная сумятица. Представьте себе такую картину: со скоростью 80 км в секунду летают оборванные атомы, на которых, как лохмотья после драки, болтаются оставшиеся электроны. Вырванные из них электроны носятся в сто раз быстрее в поисках нового пристанища. Смотрите! — вот электрон приближается к атомному ядру, но с большой скоростью пролетает мимо него по крутой кривой. При следующей встрече с атомом он оказывается ближе, захватывается и прилипает к нему, теряя свободу. Но только на мгновение. Едва атом обретает новую оболочку, как на него налетает новый квант света. С огромной скоростью электрон опять вырывается на свободу в поисках новых приключений».

Для определения температуры звезды и интенсивности ее излучения Эддингтон должен был найти среднее число свободных электронов, приходящееся на атом, которое в астрофизике называют «средним молекулярным весом». В то время астрономы полагали, что звезды состоят из тех же элементов, что и Земля, то есть почти не содержат водорода и гелия и состоят из кислорода, железа, натрия, кремния, калия, магния, алюминия и кадмия ^[19]. Учитывая это предположение, а также тот факт, что не все атомы теряют свои электроны, Эддингтон определил средний молекулярный вес равным 2,1.

Затем он предположил, что химический состав одинаков для всех звезд, а значит, одинаков и их молекулярный вес. Следующий, подлежащий решению вопрос был о непрозрачности звезды, то есть каким образом химические элементы не дают излучению выйти наружу. Если излучение будет свободно испускаться, то звезда очень быстро остынет, но если звезда непрозрачна для излучения, то по мере его накопления она может взорваться. Эддингтон начал с того, что использовал математическую формулу для непрозрачности и вычислил для нее теперь уже «физическую величину». Затем он преобразовал эту формулу с учетом условий внутри звезды и получил теперь уже «астрономическую величину» непрозрачности. При подстановке среднего молекулярного веса 2,1 им была рассчитана «астрономическая величина», которая подходила для любой звезды ^[20].