<< 3. Возрождение интереса к звёздам | Оглавление | 5. От Джинса до наших дней >>

От Ньютона до Джинса

"При изучении наук примеры не менее поучительны, нежели правила." И. Ньютон

Новый период звездной космогонии начинается с приходом в науку Великого Ньютона (1642-1727). Идеи Ньютона оказались настолько важны, что часто с его имени вообще начинают изложение научной космогонии (см., например, [13]). Следует заметить, что идея Ньютона о гравитационной конденсации разреженного вещества в звезды не была совершенно оригинальной. Напротив, она была достаточно естественной для того времени и легко воспринималась. Например, Ф. Тиссеран и А. Андуайе отмечали, что еще "Тихо Браге рассматривал новую звезду 1572 года, как происшедшую из эфирного вещества Млечного Пути. Вообще, между астрономами было очень распространено мнение, что светила образовались через последовательное сгущение весьма разреженной материи, рассеянной в пространстве. Это мнение высказывалось еще Анаксименом Ионийской школы (VI век до н. э.)" [14].

Однако во второй половине XVII века гипотеза о конденсации звезд из разреженного вещества воспринималась совсем по-иному: из умозрительной идеи она начала превращаться в научную теорию. Во-первых, трудами прилежных наблюдателей неба, усовершенствовавших телескоп, к концу XVII века было обнаружено немало светлых туманностей, т. е. как раз то самое "разреженное вещество". А, во-вторых, Ньютон создал теорию гравитации, способную объяснять причину конденсации космического вещества в звезды. И вот через 5 лет после того, как Исаак Ньютон опубликовал свой закон тяготения, его друг, преподобный Ричард Бентли, стоявший тогда во главе Тринити - колледжа в Кембридже, в письме к Ньютону спрашивает о том, не может ли быть только что открытая сила тяготения причиной образования звезд. Ньютон письмом от 10 декабря 1692 г. отвечает ему следующее:

"Мне кажется, что если бы все вещество нашего Солнца и планет и все вещество Вселенной было бы равномерно рассеяно в небесных глубинах" и если бы каждая частица имела врожденное тяготение ко всем остальным, и если бы наконец, пространство, в котором была бы рассеяна эта материя, было бы конечным, вещество снаружи этого пространства благодаря указанному тяготению влеклось бы ко всему веществу внутри и вследствие этого упало бы в середину всего пространства и образовало бы там одну огромную сферическую массу. Однако, если бы это вещество было равномерно распределено по бесконечному пространству, оно никогда не могло бы объединиться в одну массу, но часть его сгущалась бы тут, а другая там, образуя бесконечное число огромных масс, разбросанных на огромных расстояниях друг от друга по всему этому бесконечному пространству. Именно так могли образоваться и Солнце и неподвижные звезды, если предположить, что вещество было светящимся по своей природе" [34].

Эти слова великого физика, по сути, верны и сегодня; в них впервые прозвучала мысль о том, что сила гравитации способна разделить разреженное вещество на части и сформировать из них звезды. Ньютон верно предугадал характер поведения непрерывной среды под действием силы тяжести. И хотя точную математическую формулировку и решение этой проблемы получил уже в XX веке другой английский физик - Джеймс Джине (1877 - 1946), идея Ньютона о гравитационной неустойчивости и фрагментации (т. е. распаде на части) разреженного космического вещества быстро завоевала популярность. К ней обращались многие ученые в попытке воссоздать картину рождения звезд и планет.

Не могли пройти мимо эволюционных идей Ньютона и представители духовенства. Молодой Джордж Беркли (1685--1753), будущий епископ Беркли, стоявший у истоков объективного идеализма, записал в 1707 г. в своем философском дневнике: "Моя доктрина прекрасно соответствует [идее] творения: я считаю, что ни материя, ни звезды, ни Солнце и т. д. не существовали прежде" [17].

Любопытно, что в XVIII веке теоретическая космогония явно опережала наблюдательную. Опираясь на закон всемирного тяготения и на имеющиеся немногочисленные астрономические факты, физики и философы (часто представленные в одном лице) пытались уже в первой половине XVIII века построить непротиворечивые космогонические модели. Особенно впечатляющими были работы Томаса Райта (1711-1786) "Теория Вселенной" (1750 г.), Иммануила Канта (1724-1804) "Общая естественная история и теория неба" (1755 г.) и Иоганна Ламберта (1728-1777) "Космологические письма об устройстве Вселенной" (1761 г.). В этих работах высказывались правильные догадки о форме и движении Млечного Пути, а также о звездной природе других туманностей эллиптической формы. В них даже предсказывалось существование физически двойных звезд и систем, состоящих из галактик (Ламберт). Наибольший интерес к эволюции звезд проявил Кант. Помните, что его удивляло звездное небо над головой и моральный закон в человеке. Выделяя среди всех произведений природы самое удивительное, великий мыслитель назвал звездное небо, не просто космос, окружающий мир, а конкретно - звездное небо, т. е. звезды.

Разрабатывая свою концепцию формирования звезд и планет, Кант, вероятно, был знаком с работой Жан-Жака Дорту де Мэрана "Физический и исторический трактат о северном сиянии" (1733 г.), в котором впервые были выдвинуты обоснованные предположения о природе туманностей. Исследуя северное сияние, Мэран обратил внимание на солнечную корону, наблюдаемую во время затмений, и предположил, что потоки солнечного вещества, вторгаясь в атмосферу Земли, становятся причиной ее свечения. А далее он предположил, что у некоторых звезд эти потоки могут быть значительно сильнее, чем у Солнца. "Вещество, выбрасываемое такими звездами, могло бы выглядеть как туманные пятна в небесах", - заключил Мэран [18]. В свою очередь Кант разработал концепцию превращения разреженных туманностей в звезды и планеты. Так в середине XVIII века окончательно сформировалась идея об обмене веществом между звездами и межзвездной средой.

Однако широкое признание эта идея получила не сразу, даже несмотря на авторитет Канта-философа. Отчасти виной тому была "скромность" самого Канта, опубликовавшего "Теорию неба" анонимно и не позаботившегося о распространении книги; но в большей степени, вероятно, читателей настораживал умозрительный характер космогонических построений, не имевших под собой ни серьезной математической, ни наблюдательной базы (очень живо этот период в истории астрономии описал Ч. Уитни [18]). Не будем забывать, что это были годы, когда астрономы достигли высочайшей точности наблюдений, позволившей обнаружить тонкие эффекты в движении Земли, планет и звезд; когда Л. Эйлер построил рафинированную теорию движения Луны, а вычисления А. Клеро позволили точно предсказать появление кометы Галлея. На фоне этих успехов астрономии космогонические гипотезы нуждались хотя бы в качественной проверке путем наблюдений. Такая возможность появилась только во второй половине XVIII века.

Если список Э. Галлея в 1714 г. содержал лишь шесть "туманностей" (т. е. неточечных, нечетких объектов), то в списке Н. Лакайля, проводившего наблюдения на мысе Доброй Надежды, к 1755 г. было зафиксировано уже 42 туманности южного неба. Правда, сам Лакайль, по-видимому, считал их неразрешенными звездными скоплениями. Особенно обострился интерес к объектам незвездной природы после 1759 г., когда произошло триумфальное появление предвычисленной кометы Галлея. Ловцы комет с помощью светосильных инструментов стали отыскивать на небе расплывчатые пятнышки новых комет и, чтобы не путать их с далекими неподвижными туманностями, заносили последние в специальные списки. Так появился первый каталог туманностей и звездных скоплений, составленный в 1783 г. Шарлем Мессье и Пьером Мешеном. Среди 103-х объектов этого знаменитого каталога многие имеют прямое отношение к процессу звездообразования - это газовые туманности и скопления молодых звезд.

Грандиозным вкладом в наблюдательную космогонию явилась работа Вильяма Гершеля (1738-1822), который создал крупнейшие для своего времени телескопы и обнаружил с их помощью много новых астрономических объектов. О его поразительно целеустремленной и плодотворной жизни написано немало статей и книг, которые мы не собираемся пересказывать (см., например, [19, 20]). Отметим только, что если Мессье за 30 лет поисков обнаружил сотню туманностей, то Гершель за такой же период (1783-1818) открыл более 2,5 тыс. новых туманностей, новую планету (Уран), спутники, кометы, около тысячи двойных и кратных звезд и т. д.

Гершель не удовлетворился обнаружением новых объектов: он стремился свести все наблюдаемые формы туманностей в единую последовательность и дать ей эволюционное толкование. Теоретической основой для него служила теория гравитации Ньютона: "Почему бы нам не счесть причиной всякого сгущения, аккумуляции, сжатия и концентрации вещества туманности всемирное тяготение вещества?" [18]. Гершель полагал, что разреженное, диффузное вещество заполняет пространство Галактики в большом изобилии. При этом все неразрешимые для его телескопов туманности он считал диффузными, т. е. в большинстве случаев он не разделял истинные газопылевые туманности и далекие звездные системы - галактики. Вещество диффузных туманностей Гершель считал самосветящимся и большую его яркость в некоторых местах туманности объяснял большей концентрацией там вещества. Гершелю казалось, что в разных туманностях он наблюдает последовательные стадии сгущения разреженного вещества в звезды и, более того, что ему удалось заметить эволюционные изменения отдельных туманностей (например, в Орионе), которые за многолетний период наблюдений якобы претерпевают заметное изменение формы.

Результатами наблюдений Гершеля живо интересовался его не менее знаменитый современник, математик и астроном Пьер-Симон Лаплас (1749-1827). И хотя ученых разделял Ла-Манш, их взгляды на происхождение небесных светил оказались очень близки. Вот как выразил их Лаплас в своем капитальном "Изложении системы мира"

"Гершель, наблюдая туманности в свои мощные телескопы, заключил о прогрессе их сгущения не по одной из них, - потому что заметить прогресс сгущения можно только по прошествии веков, - а по совокупности всех, подобно тому, как о росте деревьев в обширном лесу судят не по наблюдении" одного дерева, а рассматривая все вместе и замечая присутствие особей различного возраста и размеров. Он сперва наблюдал туманное вещество в виде различных скоплений, рассеянных по небу и занимающих на нем большие пространства. Затем в некоторых из них он заметил слабое сгущение около одного или нескольких ядер со слабым блеском. В других туманностях эти ядра блестят значительно сильнее окружающей туманности. Атмосферы ядер начинают отделяться вследствие позднейшего сгущения, и происходят сложные туманности, состоящие из нескольких блестящих ядер" близких друг к другу и окруженных каждое своею атмосферою; иногда туманное вещество, сгущаясь равномерно, производит планетарные туманности (т. е. туманности круглой или слегка эллиптической формы, делающей их похожими на планеты нашей системы). Наконец, еще высшая степень сгущения превращает эти туманности в звезды. Туманности, расставленные на основании этой философской точки зрения, с большой вероятностью указывают на будущее их превращение в звезды и на предшествующее туманное состояние существующих звезд. Таким образом, от рассмотрения процесса сгущения туманностей мы приходим к картине Солнца, окруженного некогда обширною атмосферою, - картине, к которой я, с другой стороны, пришел, восходя от рассмотрения планетных движений. Такое замечательное совпадение при следовании различными путями придает большую вероятность указанному первоначальному состоянию Солнца" (цит. по [14]).

Судя по всему, Лаплас узнал о космогонических идеях Канта лишь в последние годы своей жизни. Тем поразительнее совпадение их взглядов. Сравните приведенные выше слова Лапласа с высказыванием Канта: "Я полагаю, что в начале вся материя, находящаяся теперь в Солнце, планетах и кометах, была распространена в том пространстве, где эти тела теперь вращаются" [1]. А ведь нельзя сказать, что в те годы не существовало конкурирующих взглядов на эволюцию Солнечной системы: взять хотя бы катастрофическую гипотезу Ж. Бюффона (1745 г.), согласно которой .вещество планет было выбито с поверхности Солнца налетевшей на него кометой. Эта, на первый взгляд, странная точка зрения, модифицируясь, просуществовала до наших дней и время от времени серьезно конкурировала с гипотезой конденсации.

Разумеется, Лаплас и Гершель ощущали куда большую уверенность в своих взглядах, чем Кант: ведь их рассуждения покоились на прочном фундаменте наблюдений! Но природа в данном случае преподнесла ученым хороший урок. Лишь столетие спустя выяснилось, что великолепные наблюдения Гершеля и прекрасная теория Канта и Лапласа не имели друг к другу почти никакого отношения. Среди объектов, расставленных Гершелем в единую эволюционную последовательность были... далекие галактики, расширяющиеся планетарные и эмиссионные туманности, звездные скопления - одним словом, самые разнородные, генетически не связанные между собой объекты, среди которых, по-видимому, не было пи одного, сжимающегося под действием гравитации в звезду. Сегодня бы мы сказали, что при сопоставлении теории Канта - Лапласа с наблюдениями, факты оказались "притянуты за уши". Да и откуда было знать ученым тех лет, что для обнаружения и исследования истинных предшественников звезд нужны не оптические, а радио и инфракрасные телескопы, которые появятся лишь через два столетия.

Впрочем, по иронии судьбы внимательный Гершель все же отметил существование в межзвездном пространстве плотных газопылевых облаков, но прошел мимо этого факта, дав ему совершенно неверное объяснение. Вот как рассказывала об этом сестра великого астронома Каролина в письме сыну В. Гершеля Джону Гершелю, также известному астроному: "Однажды вечером" когда ваш отец рассматривал небо в созвездии Скорпиона, он после долгого мучительного внимания вдруг воскликнул: "Здесь, вероятно, дыра в небе!" После долгого рассматривания этого места он утомленный, наконец? оставил его". Решив, что обнаружены отверстия в небесах, Гершель интерпретировал это как признак гравитационного окучивания звезд и распада Галактики на отдельные части. Вслед за ним астрономы придерживались этой мысли до начала XX века. Так оказались замеченными, но не разгаданными истинные области зарождения звезд - холодные и плотные, темные и совершенно непрозрачные для света межзвездные облака (рис. 4.1).

Рис. 4.1. Участок Млечного Пути с темными облаками (левый снимок): увеличенное изображение одной из "дыр в небесах", известной сейчас как объект Барнарда 68; это темное облако, поглощение света в котором достигает 25m (правый снимок).

Этот исторический курьез не сильно дискредитировал теорию формирования звезд путем гравитационной конденсации, но послужил астрономам хорошим уроком; с тех пор они уже не торопились объявлять свои теоретические разработки окончательно подтвержденными наблюдениями, а скромно именовали их моделями, понимая всю ограниченность наших простых схем на фоне немыслимого многообразия природы. Характерны в этом смысле слова Джона Гершеля (1792-1871), написанные им через 4 года после смерти отца: "Поле предположений так широко и аналогии, на которые мы должны полагаться, так ненадежны, что в настоящее время нам, пожалуй, следует отказаться от гипотез и обратиться (быть может, на века) к наблюдениям" [18]. А чуть позже французский позитивист Огюст Конт (1798- 1857) вообще объявил принципиально непознаваемыми химический состав и физические характеристики звезд. Но астрофизика уже стучалась в двери...

В 1839 г. Л. Дагер (1787-1851) изобрел фотографию, которая к 1858 году стала систематически использоваться для астрономических наблюдений. В 1859 г. трудами Р. В. Бунзена (1811-1899) и Г. Р. Кирхгофа (1824-1887) родился спектральный анализ, дававший возможность оценить качественный химический состав светящегося или частично поглощающего свет вещества (количественный спектральный анализ появился только в 20-х годах нашего века в результате развития квантовой физики). Использовать призму для анализа звездного света впервые попытался еще В. Гершель. В 1863 г. Анджело Секки (1818-1878) на основе визуальных наблюдений цвета и спектра звезд предложил для них первую спектральную классификацию, просуществовавшую до начала XX века.

Во второй половине XIX в. в физике звезд стал намечаться перелом. Джеймс Клерк Максвелл (1831- 1879) в лекции, прочитанной в 1870 г. перед членами Британской ассоциации развития науки, напомнил, что "если бы пас спросили несколько лет тому назад, в какой из областей физики было меньше всего произведено открытий, то мы указали бы, с одной стороны, на безнадежно далекие неподвижные звезды, а с другой стороны, на непостижимо тонкое строение материальных тел. Действительно, если считать Конта в известной мере представителем научных взглядов его времени, то нужно признать, что исследование явлений, совершающихся за пределами нашей солнечной системы, беспредельно трудно, если не совсем безнадежно". "Но теперь, - отмечает Максвелл, - успехи ряда блестящих спектроскопических открытий... сделали химию небесных тел объектом человеческого исследования" [22].

Несмотря на большие трудности визуального наблюдения звездных спектров, ибо они крайне слабы, основоположник астрофизики - А. Секки изучил спектры 4000 звезд и разделил их на 5 классов. К первому классу он отнес белые звезды типа Веги и Сириуса с небольшим числом темных линий водорода. Во второй класс попали желтые солнцеподобные звезды, в спектре которых хорошо заметны линии металлов. К третьему классу были отнесены оранжевые и слегка красноватые звезды типа Бетельгейзе с большим количеством темных линий. А в четвертый класс оказались объединены красные звезды с широкими темными полосами в спектре. Секки справедливо полагал, что вдоль этой последовательности уменьшается температура атмосферы звезд вследствие их постепенного остывания и угасания. Он считал возможным даже существование темных звезд, покрытых твердой корой, а появление на небе новых звезд связывал с периодическим разрушением такой коры и выбрасыванием из-под нее раскаленных газов. На эту мысль натолкнул его эмиссионный спектр новых звезд, а также некоторых переменных. Звезды всех типов с яркими линиями водорода в спектре Секки объединил в особый пятый класс, считая его, вероятно, заключительным в эволюционной последовательности [23]. Любопытно, что такая примитивная эволюционная схема в целом оказалась ближе к нашим нынешним представлениям, чем эволюционные сценарии первой половины XX века, когда считалось, что сначала звезда, сжимаясь, из красного гиганта превращается в нормальную горячую звезду, а затем эволюционирует в результате потери массы в сторону красных карликов.

С помощью спектроскопа Секки смог не только предложить типизацию звезд, но и окончательно установил различие между отдаленными скоплениями звезд - галактиками, с одной стороны, и истинными газовыми туманностями, заполняющими нашу звездную систему, - с другой. К тому же Секки всерьез заинтересовался черными пустотами в Млечном Пути, которые Гершель. считал "окошками". Секки настаивал на том, что это гигантские облака темных газов, проецирующиеся на светлый фон далеких звезд. Теперь-то мы знаем, насколько прав был "отец астрофизики" и как близко он подошел к обнаружению предшественников звезд; но и через 50 лет после этого, уже в начале XX века астрономы склонны были разделять взгляды Гершеля и находили гипотезу Секки маловероятной.

Во второй половине XIX века интерес ученых к звездам определялся не столько проблемой их происхождения, сколько поиском источников их излучения, как этого требовал сформулированный в те годы закон сохранения энергии. Совершенно очевидно было, что химические источники энергии для этого не годятся: например, горение угля могло бы поддерживать излучение Солнца всего около 6000 лет. Вероятно, вспомнив идею Ньютона о возможном падении на Солнце комет, один из авторов закона сохранения энергии Ю. Майер (1814-1878) предположил, что поверхность Солнца постоянно разогревается в результате падения на нее метеорного вещества. В 1853 г. Г. Гельмгольц (1821-1894) указал, что источником солнечной энергии может быть его непрерывное сжатие под действием собственной гравитации. Однако У. Томсон (лорд Кельвин, 1824-1907) подсчитал, что согласно взглядам Майера и Гельмгольца Солнце могло бы стабильно светить в прошлом лишь несколько десятков миллионов лет.

Действительно, при падении вещества на Солнце ила при собственном сжатии светила выделяется энергия порядка гравитационной энергии связи |U|=GM²/R, где M = 2 10³³ г - масса Солнца, R = 7 10¹⁰ см - радиус Солнца, G - постоянная тяготения. Зная мощность излучения Солнца, его светимость (L = 4 10³³ эрг/с), легко оценить время высвечивания гравитационной энергии: t=GM²/(RL)= 3 10⁷ лет. Но такая короткая шкала времени (шкала Кельвина - Гельмгольца) явно не соответствовала геологическому возрасту Земли. Поэтому вопрос об источниках энергии звезд на время отодвинул все прочие проблемы их эволюции.

Не подозревая о внутриядерных источниках энергии, астрофизики второй половины XIX века довольно подробно разработали сценарий эволюции Солнца с учетом лишь гравитации и превращения химической энергии. Так, А. Риттер (1826-1908), рассматривая эволюцию звезды при выделении гравитационной энергии, в 1883 г. предположил, что звезды-гиганты находятся на стадии гравитационного сжатия, а красные карлики - это остывающие звезды [24]. Поскольку средняя плотность Солнца (1,4 г/см³) близка к плотности жидких и твердых тел, считалось, что внутренние области Солнца находятся не в газообразном, а в сконденсированном состоянии, и его сжатие в основном закончилось. В этом случае продолжительность свечения Солнца зависит от запаса его внутренних источников энергии. Каков этот запас?

Тепловая (кинетическая) энергия атомов Солнца составляет 3 10⁴⁸ эрг, запас химической энергии (диссоциация, ионизация и возбуждение молекул и атомов) тоже около 3 10⁴⁸ эрг, а запас лучистой энергии составляет 3 10⁴⁷ эрг. За счет этих запасов Солнце могло бы излучать 50 млн лет - срок также явно недостаточный для эволюции Солнечной системы. Отчаявшись объяснить длительное излучение Солнца и звезд, некоторые ученые предлагали для поддержания энергии звезд совершенно нелепые происшествия, например, их взаимные соударения (Л. Круль, 1848-1908), а иные исследователи даже переставали доверять физике: "Нельзя утверждать, - писал Ч. Юнг (1834-1908), - что не может быть таких средств, о которых мы не имеем никаких представлений, и с помощью которых энергия, по-видимому, потерянная в пространстве, может быть возвращена, по крайней мере, отчасти" [25].

Однако не торопитесь снисходительно улыбаться. Кто знает, где проходит граница между пустой фантазией и научной интуицией? Попытайтесь на минуту представить себя естествоиспытателем середины XIX века, размышляющим над природой энергии звезд и читающим только что опубликованную книгу аббата Секки "Солнце": "Химики говорят нам, что атомные веса простых тел суть кратные атомных весов водорода;... Многие философы заключали, что каждое из тел, какие мы считаем простыми, может быть рассматриваемо как химическое соединение известного числа атомов водорода. Если эта гипотеза верна, то возможно, что при температуре, какую имеет солнечный шар, диссоциация распространяется одинаково и на эти первичные элементы,... Там был бы источник теплоты, ибо всякая диссоциация предполагает значительное количество скрытой теплоты, которая должна проявиться в момент соединения. Мы не хотим, однако, придавать этим гипотезам большее значение, чем они в действительности имеют его в глазах ученых, которые далеки от того, чтобы считать их неоспоримыми; мы с удовольствием только указываем на них, чтобы дать пример богатства и неисчерпаемого обилия тех средств, какие природа может иметь в своем распоряжении" (цит. по [26]). Вероятно, ученый XIX века лишь удивился бы: "Превращение элементов? Какой абсурд!". Но ведь сегодня нам, знакомым с термоядерными реакциями, подобные идеи уже кажутся тривиальными.

Начиная с 70-х годов прошлого века, когда в работах Дж. Лэна и А. Риттера были заложены основы теории внутреннего строения звезд, эта теория стала развиваться самостоятельно и почти .независимо от проблемы происхождения и формирования звезд. С историей развития наших взглядов на строение и эволюцию звезд можно познакомиться по книгам [15, 24, 27, 28]. Мы же, оставаясь в рамках обозначенной темы, продолжим знакомство только с развитием взглядов на происхождение звезд.

Итак, к концу XIX в. единственным надежным источником энергии звезд считалось гравитационное сжатие. Как мы теперь знаем, выделение гравитационной энергии и химические процессы (диссоциация молекул и ионизация атомов) играют определяющую роль лишь в период формирования звезды и в редкие моменты ее внутренней перестройки. Основным же источником энергии в период длительной нормальной эволюции звезды являются термоядерные реакции. Впрочем, у звезд очень малой массы и у планет-гигантов условия для термоядерных реакций никогда не возникают и их излучение может поддерживаться гравитационным сжатием миллиарды лет.

Изучая в конце XIX в. сжатие звезд, астрономы столкнулись с еще одной важной проблемой - с проблемой вращения звезд и образования двойных звездных систем. Дело в том, что гравитационное сжатие при сохранении момента вращения ведет к увеличению угловой скорости звезды. Математический анализ показал, что в результате этого звезда сначала принимает форму сжатого эллипсоида, напоминающего чуть сплюснутую булочку, а затем по мере увеличения угловой скорости превращается в плоскую круглую "ватрушку" и, в конце концов, стремится стать диском (рис. 4.2). Эту последовательность фигур равновесия называют сфероидами К. Маклорена (1698-1746). Однако равновесие, как известно, не всегда бывает устойчивым. При определенной скорости вращения сфероид может потерять осевую симметрию и превратиться в вытянутый эллипсоид К. Якоби (1804- 1851), по форме напоминающий пирожок. По мере увеличения удельного

Рис. 4.2. Последовательность фигур равновесия самогравитирующих тел из несжимаемого (сплошные линии) и сжимаемого (пунктир) вещества. Отмечены точки бурфикации, в которых появляются новые последовательности фигур. По осям: квадрат безразмерного углового момента j2=J2/(4pGM10/3r-1/3) и квадрат безразмерной угловой скорости w2=W2/(4prG), где W, J и M - угловая скорость, угловой момент и масса тела.

момента вращения фигуры равновесия в этой последовательности сначала принимают форму сигары, а затем - длинной тонкой спицы. Однако, как показал А. Пуанкаре (1854-1912), и эта последовательность в определенный момент становится неустойчивой, и фигуры равновесия могут принять форму груши, переходящей в гантелю и, в конце концов, в "песочные часы". Следующим шагом является разрыв этой фигуры на две части, т. е. формирование двойной звезды. Эти исследования вызвали большой интерес, поскольку, в принципе, давали ключ к объяснению происхождения двойных звезд и двойных планет типа Земля - Луна [29].

Описанные выше формы вращающихся тел могут принимать сравнительно однородные звезды и планеты (ибо все расчеты проводились для жидких несжимаемых тел). Если же плотность звезды существенно возрастает к ее центру, то, как показал в 1919 г. Дж. Джинс, сжимаясь в форме сфероида Маклорена, звезда достигает такого состояния, когда гравитационное ускорение на ее экваторе уравновешивается центробежным. Поскольку при дальнейшем сжатии центробежная сила начинает превышать силу тяготения, на экваторе начинается непрерывное истечение вещества [30]. Эти исследования оказались полезными для теории формирования звезд, однако ее развитие не было подкреплено необходимыми наблюдениями.

Правда, в конце XIX - начале XX вв., когда на крупных телескопах стали использовать спектроскопию и фотографию, были получены, как тогда казалось, новые факты для теории звездообразования. С одной стороны фотографии многих туманностей (туманных пятен) выявили их спиральную или концентрическую структуру. Это прямо связывалось с предсказанием теории Канта - Лапласа о развитии протосолнечной туманности. Но, с другой стороны, спектры спиральных туманностей (галактик!) совсем не были похожи на спектр горячего разреженного газа, из которого должны были бы состоять эти туманности. Вместо отдельных ярких линий на темном фоне, которые указывают на присутствие разреженной плазмы, наблюдался непрерывный спектр с темными линиями поглощения - типичный автограф солнцеподобных звезд. И хотя астрономы правильно заключили, что перед ними "звездные кучи", авторитет спектроскопа в те годы еще уступал авторитету прямого изображения объекта: ведь в очертаниях спиральных галактик так ясно угадывалась протопланетная туманность Канта - Лапласа! Очень хотелось верить, что идеи великих теоретиков прошлого получили наблюдательное подтверждение. Дадим слово одному из лучших популяризаторов астрономии тех лет Герману Клейну (1844-1914): "В созвездии Андромеды находится туманное пятно... Спектроскоп показал, что эта туманность обладает непрерывным спектром, подобно неподвижным звездам. Но спектр газообразных туманностей всегда состоит из нескольких светлых линий. Отсюда следует, что туманность в Андромеде в действительности представляет собой звездную кучу. Эта последняя кажется нам в виде туманности лишь благодаря своему громадному расстоянию от нас" [31]. До сих пор все абсолютно верно, более того,- прозорливо. Пройдет немало лет, возникнет еще немало заблуждений,. прежде чем истинность этих слов станет очевидной. Но читаем дальше:

"Особенно важны те показания фотографии, которые вскрывают перед нами строение туманности. Тут ясно и отчетливо видно, что громадная туманность имеет спиральную форму. Правильнее будет сказать, что туманность состоит из колец... В отдельных местах этих колец заметны громадные клубки туманного вещества. Получается такое впечатление, словно на кольцах образуются спутники. ...Скажем прямо, фотография туманности Андромеды... рисует перед нами эту туманность как раз в том виде, какой, согласно лапласовой гипотезе, должно было иметь туманное вещество, давшее начало планетам Солнечной системы. ...Отныне капто-лапласово учение перестает уже быть шаткой гипотезой: оно становится научно обоснованным фактом. И с гордостью человек может утверждать отныне, что ему удалось разгадать процесс образования миров. После всего сказанного выше нельзя уже сомневаться, что из туманных пятен с течением времени образуются неподвижные звезды с планетными системами" [31]. Стоит ли говорить, что этот пафос был несколько преждевременным: ни тогда, ни даже сейчас астрономы прямо не наблюдали процесс рождения звезд с планетными системами.

Чем же было стимулировано высказывание Клейна? Возможно, причиной этого был любопытный исторический казус, о котором нам любезно сообщил Н. Н. Самусь. Произошло это в конце прошлого века в обсерватории Дерптского университета (ныне г. Тарту, Эстония) в ночь с 20 на 21 августа 1885 г. Закончив беседу о гипотезе возникновения мира Канта и Лапласа, группа ученых гостей обсерватории вместе с известным астрономом Э. Хартвигом отправилась наблюдать в телескоп Большую туманность Андромеды (М31), которую в то время принято было считать вращающейся газовой туманностью - предтечей звезды с планетной системой.

Каково же было удивление ученых, когда в центре Туманности Андромеды они увидели яркую оранжевую точку, которой за несколько дней до этого не было. Раздался изумленный возглас: "В этой туманности уже есть центральное солнце!". Однако день ото дня новая звезда слабела и вскоре исчезла совсем. Удивительный объект получил у астрономов обозначение S And (подобным образом в те годы обозначали переменные звезды). И лишь позже выяснилось, что в действительности ученые наблюдали взрыв сверхновой в соседней галактике. Однако, благодаря таким открытиям, эволюционные идеи завоевывали естествознание и требовали изучения процесса формирования звезд и их последующей жизни. Наступал XX век...

---

<< 3. Возрождение интереса к звёздам | Оглавление | 5. От Джинса до наших дней >>

Публикации с ключевыми словами: Протозвезды - звездообразование Публикации со словами: Протозвезды - звездообразование
См. также: NGC 604: гигантские звездные ясли NGC 7714: вспышка звездообразования после столкновения галактик Туманность Конус от телескопа имени Хаббла NGC 1893 и Головастики в IC 410 Звездообразование в туманности Пакман Звезды, пыль и туманность в NGC 6559 NGC 1333: звездные ясли в Персее Все публикации на ту же тему >>