Космос. Иллюстрированная история астрономии и космологии - Джон Норт

на эту задачу, велась только в западном мире. Значительный прогресс в этот период был достигнут в Японии, особенно астрофизиком Тюсиро Хаяши и его студентами и коллегами. Хотя значительная часть базовых теоретических положений их работы не может быть подробно рассмотрена до того, как мы дойдем до конца следующей главы, целесообразно ознакомиться здесь с неким обобщением их работ по эволюции звезд, которое он представил в 1962 г. Хаяши детально объяснил, как звезда может сходить с главной последовательности, становиться красным гигантом, снова сжиматься, затем опять возвращать себе статус красного гиганта, пока наконец не сбросит оболочку и не завершит свою жизнь белым карликом. Более подробное схематическое описание этих процессов изображено на ил. 232. (Более массивные звезды следуют более сложной траектории схода с главной последовательности. Они синтезируют в своих ядрах более тяжелые элементы и в итоге могут закончить свою жизнь взрывом сверхновой с мощным выбросом большей части их исходной массы, богато насыщенной тяжелыми элементами. Их остатки могут представлять собой нейтронные звезды или черные дыры.) Хотя этот обзор опирался в значительной части на работы других специалистов, сам Хаяши внес в нее весьма значительный вклад.

232

Эволюционная траектория звезды, похожей на Солнце, в широкой панораме диаграммы Герцшпрунга – Рассела не является строгой в историческом смысле, но передает общий обзор сходных точек зрения. Она демонстрирует эволюцию звезды массой, равной одной солнечной. Левая половина шкалы температур (которая может быть увязана со спектральным классом) деформирована, поскольку нас интересует главным образом правая сторона рисунка. Возраст звезды указан в миллиардах лет (by). В точке A в ядре все еще идет горение водорода. После того как в точке B, примерно через десять миллиардов лет жизни, ядро звезды исчерпывает запасы водорода, ядерные реакции стремительно затухают. Ядро, насыщенное гелием, начинает сжиматься, поскольку давление излучения уже не может противостоять гравитации, однако сжатие освобождает большое количество гравитационной потенциальной энергии, которое приводит к усилению горения водорода в оболочке, примыкающей к ядру. Для звезды солнечного типа это ведет к расширению ее внешних слоев и быстрому увеличению светимости. Вне зависимости от ее исходного спектрального класса, ее температура падает, но быстро расширяющаяся площадь поверхности (гиганты могут расти в размерах до орбиты Земли и более) более чем компенсирует этот процесс. Поскольку внутреннее ядро обладает гигантской массой (из‐за гелия, производимого в оболочке в течение 11–12 миллиардов лет), оно сжимается, а оболочка расширяется (12–13 миллиардов лет), порождая красный гигант. В точке C температура в центре достигает значения 108 К. Начинает стремительно развиваться реакция слияния ядер гелия («гелиевая вспышка»). Это продолжается до тех пор, пока реакция слияния, в которой задействован гелий, не возвращает временного равновесия между гравитацией, опять уравновешиваемой внутренним давлением. Звезда покидает царство красных гигантов, хотя и не навсегда. На интервале от точки D до точки E ядро становится в высшей степени инертным, богато насыщенным углеродом и кислородом – продуктами слияния гелия. Производство энергии уменьшается, что сопровождается общим сжатием звезды, но расширением внутреннего слоя, в котором водород превращается в гелий. (Внешние области все еще остаются насыщенными водородом.) Звезда возвращает себе статус красного гиганта. От точки E до точки F из‐за горения гелия и водорода во внешних слоях происходят очень быстрые изменения. Внешняя атмосфера звезды сбрасывается, что приводит к появлению планетарной туманности с оставшимися внутри остатками звезды в виде белого карлика (слева внизу). На данном рисунке не указаны размеры звезды на разных стадиях эволюции, но (если взять в качестве единицы современный солнечный радиус) ее размер в точке B будет равен примерно 2, в точке C приблизится к 30, а в точке D будет равен примерно 15.

Тюсиро Хаяши родился в Киото, где в 1950‐х и 1960‐х гг. сделал свои наиболее важные работы по разработке моделей звездной эволюции. Одним из его ранних достижений была демонстрация того, что при высоких температурах, характерных для очень молодой Вселенной, следует более серьезно отнестись к рождению электрон-позитронных пар; это привело его к пересмотру оценок раннего нейтрон-протонного соотношения и позволило получить более точное значение для распространенности гелия во Вселенной. Позже он работал над проблемой формирования маломассивных звезд и совместно с Такенори Накано выполнил одно из наиболее ранних исследований феномена, получившего, как мы уже видели, название коричневых карликов. Однако наибольшую известность ему принес расчет процессов, случающихся при рождении звезды, сделанный в 1961 г. Хаяши описал и объяснил период чрезвычайной активности, когда эти протозвезды во много десятков раз ярче звезд главной последовательности. Продемонстрировав, что они полностью конвективны и не подпадают под категорию гидростатического равновесия (лучистого равновесия), он объяснил, как они перемещаются по диаграмме ГР вдоль линий, которые сегодня называют «треками Хаяши», двигаясь вниз (звезды сжимаются таким образом, когда температура их поверхности всегда примерно одинакова) до неожиданного изменения движения в сторону главной последовательности (ил. 233). «Фаза Хаяши» рождения звезд заполнила значительный пробел в теории звездной эволюции и может быть расценена как завершение первого великого периода астрофизического понимания того, что лежит в основе «диаграммы Герцшпрунга – Рассела». К 1960 г. на этой диаграмме еще сохранялось несколько траекторий Герцшпрунга и Рассела.

233

Эволюционные треки, рассчитанные Тюсиро Хаяши в 1961 г. Массы звезд указаны в массах Солнца, логарифмы их возрастов (в годах) отмечены дважды – в точках перегиба и когда они окончательно сливаются с главной последовательностью. Шкалы приведены в абсолютных звездных величинах (M) и логарифмах температуры.

17

Возрождение космологии

НАЧАЛО РЕЛЯТИВИСТСКОЙ КОСМОЛОГИИ

В известном смысле, почти все современные теории строения Вселенной восходят к идеям Альберта Эйнштейна, которые он разработал между 1905 и 1915 гг. Статья, опубликованная им в 1915 г., содержит развернутый вариант общей теории относительности. Обе теории относительности Эйнштейна – специальная и общая – слишком сложны, чтобы рассказать о них в двух словах, однако главная их идея заключается в следующем: физические законы, управляющие системой тел, не должны зависеть от того, каким образом движется изучающий их наблюдатель. В специальной теории, созданной в 1905 г., Эйнштейн рассмотрел только системы координат, движущиеся друг относительно друга с постоянной скоростью. Разрабатывая эту теорию, он ввел очень важный принцип: скорость света, измеренная в вакууме, всегда постоянна и не зависит от скорости относительного движения наблюдателя и источника света. Он пришел к нескольким важным выводам. Один из них заключался в том, что если разные наблюдатели движутся друг относительно друга, то они будут иметь различное представление о ходе времени и расстоянии между наблюдаемыми ими объектами; и вместо постулирования строгого различия между пространственными и временными координатами мы должны использовать единый пространственно-временной континуум. Другой вывод сводился к увеличению массы тела по мере роста скорости, а скорость света устанавливалась механическим верхним пределом, который невозможно преодолеть. Вероятно, наиболее известный из всех его выводов заключается в том, что масса и энергия являются эквивалентными и взаимозаменяемыми величинами; его итогом стало знаменитое уравнение E = mc2.

Все эти принципы в большей или меньшей степени прогнозировались физиками предыдущих поколений, но лишь одному Эйнштейну удалось связать их в единую, простую и элегантную физическую систему. Безусловно, превращение ядерной массы в ядерную энергию давно вошло в разряд повседневных представлений, но осознание возможности превращения массы в энергию имело, помимо прочего, грандиозное значение