Космос. Иллюстрированная история астрономии и космологии - Джон Норт

изобретения Робертом Хэнбери Брауном и Ричардом К. Твиссом нового типа интерферометрии. Первоначально их метод «интерферометрии интенсивности» применили в диапазоне радиочастот, но к 1956 г. он был адаптирован и успешно протестирован ими и для видимого света. Они использовали разнообразное оборудование, закупленное по невысокой цене (например, их рефлекторы представляли собой старые армейские прожекторы с зеркалами диаметром 156 сантиметров, но посеребренные с обратной стороны), но при этом метод давал хорошее разрешение и позволял в значительной степени преодолеть проблему атмосферного мерцания, которое служило серьезным препятствием для установок Стефана – Майкельсона. Первое измерение Сириуса было проведено в обсерватории Джодрелл-Бэнк. Тамошние условия оказались далеки от идеальных (у них оказалось только восемнадцать часов спокойного ночного неба за пять месяцев), и в итоге группа решила искать другое место, более пригодное для наблюдений. Остановившись в Наррабри (Новый Южный Уэльс, Австралия), они собрали там два 6,5‐метровых рефлектора, каждый из которых был составлен из сотен небольших зеркал. Телескопы, установленные на тележках, двигались по кольцевому пути радиусом 94 метра, и расстояние между ними могло варьироваться от десяти метров до величины почти в двадцать раз большей. В 1965–1974 гг. с помощью этого оборудования удалось измерить угловые размеры нескольких сотен ярких звезд главной последовательности. Однако важность выполненных измерений заключалась не в их количестве, а в достигнутом максимальном разрешении. Первая попытка измерения Сириуса позволила получить диаметр 0,0068″ с впечатляющей вероятной ошибкой ±0,0005″. Вскоре метод интерферометрии интенсивности успешно применили во многих других центрах, и в течение следующих двух десятилетий звездные диски регулярно измерялись с точностью до тысячной доли секунды в диапазоне радиочастот, с использованием базы, размер которой почти равнялся размерам Земли.

Интерферометр интенсивности не требовал получения изображения высокого качества (поэтому и использовались зеркала старых прожекторов), но по сравнению с классическим оборудованием у него было очень плохое соотношение сигнал/шум, и в итоге Твисс решил доработать его в Национальной физической лаборатории в Теддингтоне (Великобритания). Позже он переехал на аванпост Королевской Эдинбургской обсерватории в Монте-Порцио-Катоне к югу от Рима. Затем Джон Дэвис и Хэнбери Браун, отчасти по причине финансовых затрат, также обратили внимание на более старое оборудование, после чего были разработаны другие интерферометрические приемы, например спекл-интерферометрия, изобретенная Антуаном Лабейри. (В данном случае предпринята попытка воссоздания телескопического изображения объекта в том виде, каким он был до искажающего воздействия атмосферы. Те же технические приемы используются в микроскопии.)

КЛАССИФИКАЦИЯ ЗВЕЗД И ЭВОЛЮЦИЯ

Эддингтон работал над теорией внутреннего строения звезд, в рамках которой физические размеры (а не только масса) были важным параметром. Данные Майкельсона, не охватывавшие всего предполагаемого многообразия звездных размеров, по меньшей мере доказали существование гигантских звезд и тем самым убедили тех, кто работал над проблемами строения звезд, что они находятся на верном пути. Каков же в таком случае механизм переноса тепла изнутри столь сильно различающихся по объему звезд на их поверхность? Почти все теории XIX в. предполагали, что это происходит за счет конвективных потоков, поскольку видимые признаки грануляции солнечной фотосферы говорили в пользу существования конвективных ячеек, как это наблюдается в кипящей жидкости. Только два голоса, вопиющих в пустыне, заявили о преобладающей роли излучения, проходящего сквозь солнечную атмосферу, и о минимальном участии конвекции – это были голоса Иоганна Вильзинга из Потсдама (1891) и Ральфа Аллена Сэмпсона из Дарема (1894). Тогда их жестоко раскритиковали, но спустя десять лет Артур Шустер и Карл Шварцшильд независимо друг от друга помогли склонить чашу весов в пользу идеи о лучистом переносе внутренней солнечной энергии. Мы уже кое-что рассказывали о достижениях Шварцшильда. Они тесно связаны с его термодинамическими исследованиями, основываясь на которых Эддингтон начал выстраивать свою теорию лучистого равновесия.

В начале 1920‐х гг. Эддингтон и большинство тех, кто серьезно занимался изучением строения звезд, в целом разделяли идеи Рассела. Как мы показали ранее (с. 757), они верили в то, что первоначально звезды возникают в виде огромных, разреженных красных гигантов. Предполагалось, что затем, разогреваясь в процессе сжатия, они постепенно продвигаются в сторону левой части диаграммы ГР, пока не достигнут главной последовательности. (Здесь, как и ранее, сокращение «диаграмма ГР» используется для обозначения диаграммы Герцшпрунга – Рассела или, как ее иногда называли в то время, «диаграммы Рассела звездная величина – спектральный класс». В обычной диаграмме ГР по горизонтальной оси отмечаются снижающиеся значения температур. См., например, ил. 222 на с. 757.) Предполагалось, что когда звезда доходит до главной последовательности, она достигает критической плотности, а затем начинает эволюционировать, спускаясь по главной последовательности в правую сторону. Эддингтон внес дополнение в эту теорию: поскольку гиганты являются звездами малой плотности, они должны подчиняться законам идеального газа. Давление излучения, идущее из центра звезд-гигантов, как он полагал, противодействует давлению гравитационного сжатия, и эти силы должны уравновешивать друг друга. В этом случае, говоря обобщенно, чем больше масса звезды, тем больше должна быть ее яркость. Это совсем не означало, что за излучение звезды ответственно только гравитационное сжатие, а это, как мы видели, было довольно распространенным убеждением в предыдущем столетии, хотя из него и следовало недопустимо короткое время жизни звезды – несколько десятков миллионов лет. Помимо этого, учитывалось два новых процесса выработки энергии излучения – электронно-протонная аннигиляция и превращение водорода в более тяжелые элементы. В каком-то смысле все это было нужно для механизма роста температуры и плотности с уменьшением размера и наоборот.

Теперь Эддингтон пытался применить свою теорию звезд-гигантов к карликам, таким как Солнце. Он попытался заменить законы идеального газа уравнением Ван дер Ваальса для неидеальных газов. (В 1873 г. Йоханнес Ван дер Ваальс преобразовал хорошо известные газовые законы, связывающие давление, объем и температуру, заменив их законами, в которых принимаются во внимание размеры газовых молекул и слабые силы притяжения между ними.) Эддингтон с удивлением обнаружил, что они применимы к чрезвычайно высоким температурам и плотностям в ядрах звезд, схожих с нашим Солнцем. Каков механизм, посредством которого они удерживают так много лучистой энергии? Пытаясь найти ответ, он призвал Эдуарда А. Милна, в то время молодого сотрудника Лаборатории солнечной физики в Кембридже, пересмотреть свою теорию звезд-гигантов.

Милн получил неожиданный ответ: атомы большинства элементов смогут удержать не более двух электронов. После дальнейшего уточнения теории ионизации Милна (его исходные уравнения были изменены в силу роста значимости температуры по сравнению с плотностью) Эддингтону стало очевидно, что карликовые звезды, как и гиганты, должны подчиняться уравнениям идеального газа. Зависимость масса-светимость для гигантов распространялась также и на (большинство) карликов. В 1920 г., по счастливой случайности, Пол У. Меррилл из обсерватории Маунт-Вилсон определил массы и светимости двух звезд-гигантов, и в 1924 г. Эддингтону удалось показать, что они очень хорошо вписываются в кривую масса-светимость для Солнца и тридцати семи других звезд. Атомы внутри карликов, как сейчас представляется очевидным, могут вести себя как идеальный газ, потому что они (будучи лишенными электронов) меньше, чем земные атомы. Таким образом, вещество внутри звезд может сдавливаться до невероятных пределов, и Эддингтон постулировал существование звезд с плотностями, во много раз превышающими плотность Солнца. Плотность второго компонента Сириуса, как, например, предполагалось, должна была достигать 53 000 граммов на кубический сантиметр, что прекрасно сочеталось с этими новыми идеями. Более того, в 1925 г. Уолтер Адамс из обсерватории Маунт-Вилсон измерил гравитационное красное смещение, производимое вторым компонентом Сириуса, и обнаружил, что значение его плотности достаточно близко теоретически предсказанному Эддингтоном.

К этому времени старые теории Лейна