Космос. Иллюстрированная история астрономии и космологии - Джон Норт

его астрономической работе. Будучи эстонцем, он обучался в Московском и Тартуском университетах. Как противник большевистской революции 1917 г., он записался добровольцем в белую русскую армию, поэтому, когда советская оккупация Эстонии в военный период стала казаться неизбежной, он счет целесообразным перебраться в Гамбург. В 1948 г. он переехал в обсерваторию Арма в Северной Ирландии, где оставался до 1981 г. Диапазон астрономических интересов Эпика отличался таким же разнообразием, как и география его перемещений.

Другим человеком начала 1940‐х гг., находящимся под впечатлением идеи Гамова об оболочках горения, был Чандрасекар, и он начал искать пути ее включения в более сложные звездные модели – например, модели, учитывающие конвекцию и отсутствие химической однородности. Важный шаг в этом направлении удалось сделать, когда он и Марио Шёнберг, молодой бразилец из Йерксской обсерватории, рассчитали верхний предел массы гелиевого ядра звезды, достаточной для того, чтобы удержать его от гравитационного коллапса под тяжестью вышерасположенных слоев водорода. Поскольку инертное гелиевое ядро сжимается, области, находящиеся в непосредственной близости к нему, разогреваются до тех пор, пока не достигнут температур, при которых водород начнет превращаться в гелий. Эта «оболочка горения» производит больше энергии, чем нормальный водород, изначально сгорающий в ядре, и светимость возрастает, хотя часть энергии уходит на расширение звезды. Ее радиус возрастает, температура поверхности падает, но гелиевое ядро продолжает сжиматься, не снижая давления и удерживая верхние слои. До сих пор этот процесс рассматривался, как если бы объект подчинялся законам идеального газа. Но в конечном счете достигается точка, в которой плотность становится настолько высокой, что ядро уже не может вести себя как идеальный газ. (Оно становится «вырожденным» в строго определенном квантово-механическом смысле этого слова, с уравнением состояния, более не зависящим от температуры.) Представляется очевидным, что как только масса гелиевого ядра достигнет определенной доли общей массы звезды (так называемого предела «Шёнберга – Чандрасекара», который сегодня по различным оценкам варьируется от 8 до 15 процентов), должны начаться какие-то новые типы изменений. Чандрасекар отказался делать предположения относительно какой-либо дальнейшей конфигурации, поскольку не нашел ничего, что представлялось бы ему устойчивым. Однако Гамов указал на следующую эволюционную стадию: звезда могла взять курс на переход в стадию красного гиганта.

На самом деле для того, чтобы понять возможные пути эволюции таких звезд, Гамов разработал множество самых разных моделей, отличающихся по массам, по величине отношения водорода к гелию и даже по вращениям. Он обнаружил разные возможности, включая сценарий звезд Вольфа – Райе, которые, по его мнению, находились в процессе превращения в белые карлики через фазу планетарной туманности. Однако красные гиганты и сверхгиганты на правой стороне верхней части главной последовательности на диаграмме ГР также представлялись реальным финалом такой эволюции. Продвигаясь на шаг вперед и подключая «Урка-процесс», разработанный им совместно с Шёнбергом в 1941 г., посредством которого звездное ядро может понижать свою температуру испусканием нейтрино, Гамов продемонстрировал, что следствием этого может стать даже потеря стабильности с последствиями, аналогичными взрыву новоподобной звезды.

Шёнберг часто характеризуется как величайший бразильский физик-ядерщик, и Урка-процесс, безусловно, важен сам по себе. Это цикл ядерных реакций, в которых ядра теряют энергию в результате поглощения электронов и последующего их переизлучения в виде бета-частиц и пары нейтрино-антинейтрино. Гамов выбрал это название после того, как Шёнберг отметил, что энергия исчезает из ядер сверхновых звезд так же стремительно, как деньги с рулеточного стола, а непосредственным прототипом названия послужило знаменитое казино «Маунт-Урка» в Рио-де-Жанейро.

Гамов и Чандрасекар расходились в большом количестве деталей во всем, чему они научились друг у друга. Например, Гамов полагал, что область оболочки горения может мигрировать внутри звезды до тех пор, пока не достигнет поверхности, в то время как Чандрасекар считал иначе. Гамов потратил много времени, пытаясь понять эволюцию красных гигантов, и ввел в свою классификацию множество мелких подгрупп. Он нередко считал, что предел Шёнберга – Чандрасекара препятствует его замыслам, и хотя не отвергал его прямо, часто применял его с оговорками, удовлетворяющими его целям. Молодые помощники Чандрасекара проверяли эти идеи Гамова, и все они были критично настроены к нему в этом вопросе, посягая даже на некоторые из его математических работ. С 1944 г. Гамов начал обращаться за помощью к наблюдателям обсерватории Маунт-Вилсон и других, но они не всегда могли дать ему то, что нужно. Узнав в 1944 г. об открытии Вальтером Бааде звездных населений, он ухватился за него и сравнил это открытие со своими идеями об относительном возрасте звезд. Ключевым фактом было то, что подход Чандрасекара негативным образом расценивал идею Гамова о красных гигантах как звездах, сошедших с главной последовательности в результате эволюции. Начиная со второй половины 1940‐х гг. Чандра и Чикагская школа громогласно критиковали Гамова и, как начал подумывать об этом сам Гамов, – критиковали клеветнически. Их противостояние стало настолько непримиримым, что отпугнуло от темы нескольких астрономов, которые при более благоприятных обстоятельствах могли бы самостоятельно заняться изучением проблемы красных гигантов. Все выглядело почти так же, как во времена, когда обсуждалась, как казалось тогда, обреченная на раскол проблема звездного моделирования, а трения, возникавшие в ходе дискуссий в Британском королевском астрономическом обществе между Эддингтоном, Джинсом и Милном, обрастали легендами; и у Чандрасекара были свои неприятные воспоминания об этом периоде, когда Эддингтон в резкой форме отверг его идеи.

В то время весь этот вопрос осложнялся идеей, высказанной в 1942 г. Реймондом Литлтоном и Фредом Хойлом, – идеей, которую мы уже косвенно затрагивали в связи с их «моделью банки с песком» и кометной теорией (с. 723). Они предположили, что звезды-гиганты, двигаясь в космическом пространстве, просто собирают межзвездную материю. Достоинство этой гипотезы (или недостаток, если мы хотим считать Вселенную чистой и аккуратной) в том, что она может объяснить неоднородную химическую природу гигантов с большим содержанием водорода во внешних слоях, не прибегая к разнообразным теоретическим моделям строения звезд. Гипотеза аккреции продолжала исследоваться Хойлом, Маккри и Бонди, но, скорее, как побочная проблема Чикаго-Вашингтонских дебатов об оболочках горения.

Другими свидетельствами, которые в то время можно было использовать для решения проблемы эволюции, стали данные о двух звездных населениях, полученные Бааде. Как мы видели ранее, сам Бааде не хотел вступать в дискуссию, хотя год от года становилось все более очевидным, что проведенное им разграничение – это деление на молодые и старые звезды. Однако в конце 1940‐х – начале 1950‐х гг. некоторые астрономы стали использовать в качестве данных динамические аргументы, следующие из распределения звезд, входивших в два населения Бааде, а также выдвигать предположения, что население I типа сформировалось относительно недавно из межзвездных облаков, богато насыщенных космической пылью из тяжелых элементов, в то время как звезды населения II типа были гораздо более старыми и сформировались каким-то совершенно другим образом. На самом деле, Гамову было приятно думать, что ветвь красных гигантов населения II типа хорошо вписывается в его теорию массивных гигантов с оболочками горения, поскольку как из его теории, так и из наблюдений следовало: они ответвились от главной последовательности, имея примерно вторую абсолютную звездную величину. Большой возраст, который ему хотелось им приписать (около трех миллиардов лет), был воспринят не слишком благодушно, но к 1950‐м гг. его эволюционные теории стали выглядеть более убедительно.

ГИГАНТЫ И ТОЧКИ ПОВОРОТА НА ДИАГРАММЕ ГР

Если гениальный Бааде был в этот период в центре внимания астрономов-наблюдателей, работавших с широким кругом вопросов, то в области теории аналогичную роль играл Мартин Шварцшильд,