Максим Филипповский - Генезис. Небо и Земля. Том 1. История

§299. Герберт Юджин Айвс со своим коллегой Стилуэллом 187(1938, 1941) провели ряд экспериментов 188для проверки релятивистского замедления времени и доплеровского сдвига света. [639] И замедление времени, и релятивистский эффект Доплера были предсказаны Альбертом Эйнштейном в его работе 1905 года. [640] Впоследствии Эйнштейн (1907) предложил эксперимент, основанный на измерении относительных частот света, воспринимаемого как исходящий от источника света, находящегося в движении относительно наблюдателя, и вычислил дополнительный доплеровский сдвиг, обусловленный замедлением времени. [641] Этот эффект позже был назван «поперечным эффектом Доплера», поскольку первоначально предполагалось, что такие эксперименты проводятся под прямым углом по отношению к движущемуся источнику, во избежание влияния продольного доплеровского сдвига. В конце концов Айвс и Стилуэлл, ссылаясь на замедление времени, как вытекающее из теории Лоренца и Лармора, отказались от идеи измерения этого эффекта под прямым углом. Они использовали лучи в продольном направлении и нашли способ отделить меньший поперечный эффект Доплера от гораздо большего продольного эффекта Доплера. Этот эксперимент также служил испытанием для косвенной проверки расширения времени, в то время как отрицательный результат эксперимента Майкельсона-Морли мог быть объяснен сокращением длины, отрицательный результат эксперимента Кеннеди-Торндайка требовал расширения времени в дополнение к сокращению длины, чтобы объяснить, почему никакие фазовые сдвиги не будут обнаружены в то время как Земля движется вокруг Солнца. Первое прямое подтверждение расширения времени было достигнуто именно экспериментом Айвса-Стилуэлла. Объединив результаты этих трех экспериментов, можно получить полную трансформацию Лоренца. Вместе с экспериментами Майкельсона-Морли и Кеннеди-Торндайка, эксперимент Айвса—Стилуэлла входит в число фундаментальных тестов специальной теории относительности.

§300. Оскар Клейн (1938) на Варшавской конференции предложил новые уравнения поля на идеях ранее постулированного им решения Калуцы-Клейна, основанные на единой модели электромагнетизма и ядерной силы. [642] Эта теория была одной из первых успешных теорий, положивших начало геометрической интерпретации калибровочных полей и, возможно, первой успешной теорией объединения, которая, хотя и не привела к экспериментально подтверждённым открытиям, но была внутренне непротиворечивой и идейно содержательной теорией, не противоречащей эксперименту. [643] Применение и определённое развитие теория Калуцы – Клейна получила позже, в частности, в теории струн.

§301. Ганс Бете и Чарльз Кричфилд (1938) постулировали идею, что звёзды питаются от ядерного синтеза. [644] Для осуществления цикла реакций с участием углерода, требуется некоторое количество углерода или азота. При этом сами атомы углерода или азота не участвуют в превращениях, они служат как бы «оболочкой», в которой с течением времени ядра водорода постепенно сливаются в ядра гелия. Бете и Кричфилд показали, что образование гелия из водорода может происходить и без участия углерода или азота 189, а Бете далее рассмотрел преобразования в замкнутом цикле, названном его именем. [645] Теория о том, что протон—протонные реакции являются основным принципом, по которому Солнце и другие звезды горят, была поддержана Артуром Стэнли Эддингтоном в 1920 году 190, выдвинувшем гипотезу о том, что источником энергии звёзд являются термоядерные реакции с превращением водорода в гелий. [646]

§302. Ян Оорт (1938) пояснил, что бо́льшая часть поглощающего вещества в Галактике сосредоточена в слое толщиной по 200 парсек 191с обеих сторон галактической плоскости; а также показал, что звёздная плотность растет в направлении к галактическому центру и что Солнце расположено в области с пониженной звёздной плотностью. [647]

§303. Роберт Оппенгеймер и Роберт Сербер (1938) предположили, что существует предел массы для стабильности нейтронных звезд. [648] Они показали, что адекватный учет ядерных сил практически исключает возможность существования нейтронных ядер у звезд, чьи массы сравнимы с массой Солнца. Оппенгеймер и Сербер также пришли к совершенно верному, как показало время, заключению, что никакое нейтронное ядро не может возникнуть до того, как звезда полностью исчерпает все источники ядерной энергии. В их коротком сообщении также предположено, что масса такого ядра во всяком случае не может быть меньше одной десятой массы Солнца. Эта оценка была получена на основе одних только энергетических соображений и оказалась верной 192.

§304. Датский астрофизик Бенгт Стрёмгрен (1939) рассмотрел проблему ионизации и возбуждения межзвёздного водорода. [649] Его модель рассматривает влияние электромагнитного излучения одиночной звезды (молодой звезды спектрального класса O или B, или тесного скопления похожих звёзд) заданной температуры и светимости на окружающее межзвёздное вещество данной плотности. Для упрощения вычислений межзвёздная среда предполагается однородной и состоящей только из водорода. Выведенная Стрёмгреном формула описывает соотношения между светимостью и температурой центральной звезды с одной стороны и плотностью окружающего водорода с другой стороны. Согласно его расчету, существует очень резкий обрыв степени ионизованности на границе сферической оболочки ионизованного водорода вокруг такой звезды на том основании, что область перехода между ионизованным водородом и нейтральным водородом очень узка в сравнении с общим размером сферы Стрёмгрена. Выведенные соотношения постулируются тем, что чем горячее и ярче центральная звезда, тем больше сфера Стрёмгрена; чем плотнее окружающий водород, тем меньше сфера Стрёмгрена. В модели Стрёмгрена сферическая область состоит почти исключительно из свободных протонов и электронов. Очень малое количество атомов водорода появляется при плотности, растущей приблизительно экспоненциально по направлению к поверхности. Вне сферы излучение на частотах атомов сильно охлаждает газ, это проявляется в виде наличия тонкой области, в которой излучение, испущенное звездой, в большой степени поглощается атомами, теряющими энергию при излучении во всех направлениях. Система Стрёмгрена выглядит как яркая звезда, окружённая слабо излучающей и плохо доступной для наблюдения оболочкой.

§305. Отто Ган и Фриц Штрассман (1938) открыли расщепление ядра во время поиска трансуранов при проведении опыта фракционирования радия, бария и мезотория, облучая уран нейтронами, на основании которого Ган заключил, что ядро урана «лопается», распадаясь на более лёгкие элементы. [650] Результаты опытов Гана и Штрассмана послужили неопровержимым доказательством распада урана на более лёгкие элементы. Расчёт задействованных в этой ядерной реакции энергий подтвердил результаты, полученные экспериментальным путём. [651] В ходе опытов была использована органическая соль, изготовленная Вильгельмом Траубе, с помощью которой Ган в эксперименте по расщеплению ядра доказал образование бария. Сделав это открытие, Ган проинформировал Лизу Мейтнер, с которой он ранее начинал работу по проверке опытов Ферми. Мейтнер вместе со своим племянником Отто Робертом Фришем (1939) вскоре опубликовали теоретическое физическое обоснование в английском журнале «Nature», в которой был введён в дальнейшем интернационально признанный термин расщепление ядра (nuclear fission). [652] Таким образом Ган и Штрассман впервые открыли ядерную реакцию деления ядер, дали окончательное доказательство деления своими радиохимическими методами, также отметив что процессы деления стимулируются замедленными свободными нейтронами. В свою очередь, Мейтнер и Фриш предложили первое физическое объяснение и дали экспериментальное доказательство взрывного ядерного процесса, связанного с освобождением больших количеств энергии.