Запрос:

Установить плагин

Рекомендую
0 0

Артур Стэнли Эддингтон.

Артур Стэнли Эддингтон.
В 1906 г. началась научная деятельность одного из величайших астрономов ХХ в. – Артура Стэнли Эддингтона. Он проверяет положение 12 000 звезд в новом каталоге, исследует систематические ошибки делений кругов, обрабатывает наблюдения астероида Эрос. В последующие годы он наблюдает покрытия звезд Луной, участвует в наблюдениях на зенит-телескопе с целью уточнения постоянной аберрации. Интересуется кометной астрономией, в связи с появлением в 1908 г. кометы Морхауза, а в 1910 г. – кометы Галлея.
Помимо наблюдений он занимается теоретическими проблемами, связанными с газовыми оболочками вокруг кометных ядер и наблюдаемыми там силами отталкивания. Здесь Эддингтон, по-видимому, впервые столкнулся с силой светового давления, изучению которой посвятил впоследствии много времени, исследуя равновесие звезд. После того как русский физик П. Н. Лебедев в результате тонкого эксперимента открыл и измерил световое давление большинство физиков считали, что столь ничтожная сила не может играть существенной роли в жизни космических объектов. Но именно на ней Эддингтон построил свою теорию равновесия звёзд. Он одним из первых пришёл к выводу, что там, где энергия излучается в космических масштабах, световое давление, вкупе с обычным газовым давлением, могут уравновесить гигантскую силу тяжести, развиваемую огромной массой звезды.
В 1912 г. Эддингтон возглавил Британскую экспедицию по наблюдению солнечного затмения в Бразилии. В этот период Эддингтон большие усилия прилагал и в области звездной астрономии. Незадолго до этого Я. Каптейн обнаружил интересную закономерность в собственных движениях звезд, получившую название «потоки Каптейна». Справедливости ради надо заметить, что на асимметрию звездных движений и возможную связь ее с тогда еще гипотетическим вращением Галактики впервые указал русский ученый М. А. Ковальский. Эддингтон, изучив собственные движения большого числа звезд, подтвердил существование «потоков Каптейна». В эти же годы Эддингтон большое внимание уделял динамике звездных скоплений. Исследования по звездной астрономии он обобщил в своей первой монографии «Звездные движения и строение Вселенной», изданной в 1914 г.
В 1914 г. Эддингтон стал директором обсерватории Кембриджского университета. В том же году он резко сместил свои научные интересы в сторону астрофизики. Прежде всего, его заинтересовала структура звезд. Помимо этого он всерьез занимался и другими проблемами, в том числе Общей теорией относительности. Эддингтон был величайшим знатоком и интерпретатором этой теории. Не случайно, что именно Эддингтон в 1919 г возглавил знаменитую экспедицию, наблюдавшую во время полного солнечного затмения отклонение светового луча в гравитационном поле Солнца.
Общая теория относительности, в то время, предсказывала три астрономических эффекта, хотя и малых по величине, но доступных наблюдению: во-первых, отклонение светового луча в поле тяготения Солнца; во-вторых, гравитационное красное смещение спектральных линий; в третьих, вековое движение перигелия Меркурия. Проверка двух первых предсказаний Общей теории относительности связана с именем Эддингтона. Как уже говорилось, во время полного солнечного затмения 29 мая 1919 г. он организовал, возглавил и принимал непосредственное участие в наблюдениях за отклонением звездных световых лучей, проходящих около солнечного диска. Блестящий результат этих наблюдений (величина отклонения 1,98"+/-0,30" у края Солнца при ожидаемых 1,75") в немалой степени способствовали триумфу Общей теории относительности.
Эддингтон понимал, что для наблюдения гравитационного красного смещения линий Солнце – малоподходящий объект, так как гравитационный потенциал на его поверхности слишком мал. Эддингтон выбрал карлик – знаменитый спутник Сириуса. Сочетание высокой температуры и низкой светимости у этого объекта означало, что он очень мал, по размеру он лишь немного превосходит Землю. Между тем масса спутника Сириуса близка к солнечной. Отсюда следовал удивительный вывод: средняя плотность вещества этой звездочки – около 50 000 г/см3. В то время специалисты считали определение плотности белого карлика забавным недоразумением, которое разрешится в более или менее обозримом будущем. Эддингтон придерживался другого мнения. Он не только не сомневался, но и находил объяснение высокой плотности вещества белого карлика в рамках своей концепции полной ионизации газа в звездных недрах и вытекающей отсюда возможности очень плотной «упаковки» ядер без существенных нарушений свойств идеального газа. Но надо было доказать, и притом независимым методом, что радиус спутника Сириуса действительно мал. И Эддингтон придумал, как это сделать.
Он направил письмо известному американскому астроному-спектроскописту У. Адамсу, работавшему на обсерватории Маунт Вилсон в Калифорнии, где находились крупнейшие по тем временам телескопы. В письме он попросил Адамса выполнить спектрографические наблюдения спутника Сириуса, чтобы определить гравитационное красное смещение линий поглощения. Учитывая большой гравитационный потенциал на поверхности этой звезды, Эддингтон ожидал, что красное смещение спектральных линий составит 28 км/с. Адамс получил величину, близкую к 20 км/с, что, как показал Эддингтон, полностью соответствовало новой, более низкой поверхностной температуре спутника Сириуса.
Измерения, выполненные Адамсом по предложению Эддингтона, блестяще подтвердили выводы Общей теории относительности, а так же независимо и окончательно доказали, что средняя плотность вещества спутника Сириуса около 50 000 г/см3. Хотя Эддингтон полагал (как позже выяснилось, ошибочно), что это вещество – идеальный газ, он ясно видел серьезные трудности, с которыми сталкивается подобное объяснение. Например, он задумывался над такой проблемой. Когда вещество белого карлика остынет и электроны рекомбинируют с протонами, средняя плотность обязательно должна стать близкой к плотности земных образцов твердого тела (около 10 г/см3). Для этого белый карлик должен расшириться в несколько десятков раз на что потребуется огромное количество энергии для преодоления его чудовищной гравитации. Источник этой энергии Эддингтону был неизвестен. Эта и другие подобные проблемы были разрешены в 1926 г., когда У. Фаулер показал, что электроны в веществе белого карлика должны удовлетворять статистике Ферми – Дирака. Вещество белого карлика должно быть вырождено и по этой причине обладать рядом удивительных свойств, например, давление электронов не должно зависеть от температуры.
Работа Фаулера имела огромное значение для дальнейшего развития астрофизики, но содержащиеся в этой работе идеи Эддингтон не воспринял. В начале 30-х г. под влиянием лекций А. Зоммерфельда С. Чандрасекар занялся статистикой и атомной физикой. Он развил идеи Фаулера относительно теории белых карликов и пришел к выводу, что должен существовать верхний предел для массы белых карликов, близкий к 1,4 солнечной. Эддингтон считал, что существование предельной массы белых карликов приведет к потере их гидростатического равновесия и их катастрофическому сжатию до фантастически малых размеров в несколько километров, когда гравитационный потенциал станет настолько большим, что даже свет из звезды не будет выходить. Эддингтон, хотя никаких формальных математических ошибок в работе Чандрасекара не нашел, считал, что этого не может быть. Чандрасекара поддержали ведущие физики мира, в том числе Н. Бор и В. Паули, но Эддингтон оставался непреклонным и до конца жизни не мог поверить в возможность существования «черных дыр».
В начале ХХ в. никто ничего не знал о химическом составе Солнца и звезд. Правда, еще в XIX в. спектральный анализ показал, что на Солнце и звездах имеются некоторые элементы, известные на Земле. Но это был сугубо качественный анализ! Тогда были все основания считать, что Солнце состоит из паров кальция, так как линии Н и К ионизированного кальция – самые сильные в спектре Солнца. Индийский астрофизик М. Саха еще не создал свою теорию ионизации, которая позволила приступить к количественному анализу звездных спектров. Совершенно неясным оставалось агрегатное состояние вещества звездных недр, и известный английский физик Дж. Джинс (один из авторов общеизвестной формулы теории излучения и фундаментальной теории гравитационной неустойчивости – основы планетной, галактической и метагалактической космогонии) долгое время считал звезды жидкими. Ведь средняя плотность карликовых звезд достаточно велика, и невозможно было даже представить, что в их недрах находится идеальный газ. Требовались интуиция и воображение Эддингтона, чтобы понять, что в недрах звезд полностью ионизированные атомы стали очень «маленькими» и движутся по законам идеального газа, несмотря на весьма небольшую плотность.
Равновесием звезд под действием сил гравитации и внутреннего давления астрономы занимались и до Эддингтона, особенно известны работы немецкого астрофизика Р. Эмдена. Но именно Эддингтону принадлежит основополагающая идея о том, что перенос энергии из внутренних областей звезды наружу осуществляется лучеиспусканием, а не конвекцией, как считалось раньше. До сих пор используется всеми, кто работает в этой области астрофизики, уравнение Эддингтона, связывающее поток излучения звезды и градиент температуры. Эддингтон первым понял несостоятельность господствовавшей тогда гипотезы Кельвина – Гельмгольца о гравитационном сжатии Солнца и звезд как источника их энергии излучения. Слишком короткая шкала времени получалась для длительности процесса излучения. В этой гипотезе возраст Солнца оценивался примерно в 2x107 лет, что противоречило имевшимся геологическим данным о возрасте Земли. Эддингтон привел еще более разительный пример: возраст звезд-гигантов спектральных классов G и F получался всего лишь 25х103 лет, что было совершенно неприемлемо. В 1916 г. Эддингтон впервые предположил, что в недрах Солнца и звезд действуют «субатомные» источники излучения. В то время ядерная физика находилась в эмбриональном состоянии, планетарная модель атома была предложена Э. Резерфордом только в 1911 г. Лишь в 1919 г. тот же Резерфорд раздробит ядро азота, осуществив первую искусственную ядерную реакцию. Дж. Чедвик откроет нейтрон через 16 лет. Общепринятая в начале ХХ века классическая электронная теория считала, что материальный мир состоит из протонов, электронов и электромагнитных полей. Но Эддингтон постулировал, что в недрах звезд должен идти перманентный процесс разрушения материи и превращение ее в лучистую энергию.
Новаторские работы Эддингтона, революционизировавшие астрономию, понимались и принимались с трудом. Нужно было обладать абсолютным чувством истины и фантастической интуицией, чтобы находить правильные, хотя зачастую и парадоксальные, решения в сложнейших ситуациях, когда еще не были разработаны теории, и даже не было необходимых физических предпосылок для этого.
В начале века Эддингтон много занимался и теорией звездных пульсаций. В это время выдающийся американский астроном-наблюдатель Х. Шепли уже показал, что строго периодически меняющие свой блеск цефеиды нельзя рассматривать как затмевающие друг друга при своем орбитальном движении компоненты двойных систем. Гипотеза пульсирующих гигантских звезд явилась альтернативой гипотезе двойных, и в построении теории пульсаций звезд большая заслуга принадлежит Эддингтону. Он неоднократно возвращался к этой проблеме и в своей последней работе 1944 г. наконец, правильно интерпретировал давно известный факт: несовпадение по фазе кривых блеска и лучевых скоростей у цефеид. Он объяснил это специфическими условиями ионизационного равновесия в конвективной зоне пульсирующей звезды.
Теория пульсаций подверглась яростной атаке со стороны знаменитого современника и постоянного оппонента Эддингтона физика Джинса, много занимавшегося проблемами астрономии. Джинс придерживался другой гипотезы: какие-то периодические взрывы на близкой к потере ротационной устойчивости звезде. Будучи по своей природе чистым физиком-теоретиком, лишенным «чувства неба» и «космической реальности» Джинс не понимал способа мышления своего выдающегося научного противника – чистого астронома. Например, Джинс до 1924 г. стоял на позициях гипотезы, связывающей источники звездной энергии с гравитационным сжатием, а когда был вынужден отказаться от нее, стал считать источником звездной энергии радиоактивность тогда еще гипотетических трансурановых ядер. Таким образом, после 1924 г. Джинс полагал, что «субатомные» источники энергии звезд не зависят от температуры и плотности среды. Между тем Эддингтон, ничего не зная о природе этих, тогда еще загадочных источников, был убежден, что они должны зависеть от состояния вещества в недрах звезд. Как выяснилось позже, такой зависимостью обладают только реакции термоядерного синтеза. Эддингтон понимал, что только в этом случае можно обеспечить тепловую устойчивость звезд. Локальный рост температуры в звездных недрах должен повлечь за собой более мощное выделение энергии. За этим последует расширение вещества звезды и его охлаждение, что сразу же уменьшит выход энергии.

Рекомендации Друзья