Артур Миллер - Империя звезд, или Белые карлики и черные дыры

WHEELER JOHN A., Ken Ford. Geons, Black Holes & Quantum Foam: A Life in Physics (New York, Norton, 1998).

WITH KENT HARRISON AND J. A. WAKANO Matter-energy at high density: End point of thermonuclear evolution. In: Solvay — Onzième Conseil de Physique — La Structure et l’évolution de i’univers (Brussels, R. Stoops, 1958).

WOLPERT STANLEY. A New History of India, 5th edn (Oxford, Oxford University Press, 1997).

WOOSLEY STAN E., A. HEGER AND T. A. WEAVER. The evolution and explosion of massive stars. Reviews of Modem Physics, 2002, 74, 1015–1071.

XANTHOPOULOS BASILIS C. FOREWORD. In: S. Chandrasekhar, Selected Papers, Volume 6: The Mathematical Theory of Black Holes and of Colliding Plane Waves (Chicago, University of Chicago Press, 1991).

ZWICKY FRITZ. On the theory and observation of highly collapsed stars. Physical Review, 1939, 55, 726–743.

Этот лекционный зал был открыт в 1874 году, когда Королевское астрономическое общество переехало в Сомерсет-Хаус. В 1969 году зал был перестроен и разделен на два офисных помещения.

У Чандры было шесть сестер: Раялакшми (Рахам) (старшая), Балапарвати (Бала), Сарада, Видия, Савитри и Сундари — и три брата: Висванатан (Вишвам), Балакришнан и Раманатам.

Бабу — на тамильском языке «отец» (ласково), джи — «уважаемый». (Примеч. редактора.)

В 1905 году Эйнштейн предположил, что свет представляет собой поток частиц (фотонов). Отец и сын Томсоны сделали открытия, стоящие в ряду самых поразительных в истории физики. Дж. Дж. Томсон открыл электрон и получил за это Нобелевскую премию в 1906 году: Джордж, сын Дж. Дж. Томсона, продемонстрировал, что электрон обладает волновыми свойствами, и в 1937 году тоже получил Нобелевскую премию.

Две старших сестры Лалиты стали врачами, младшая получила диплом магистра по санскриту. Лалита всю жизнь занималась физикой.

В то время астрофизики предполагали, что звезды, и наше Солнце тоже, имеют в основном тот же химический состав, что и Земля, и состоят из таких элементов, как железо, калий, кадмий, кальций, натрий, магний и кремний. Они не включали в этот состав водород, так как его было очень мало на Земле. Но оказалось, что звезды как раз состоят в основном из водорода.

Уже незадолго до создания Гейзенбергом квантовой механики физики подвергали сомнению теорию Бора. Они понимали, что на самом деле атомы не являются крохотными солнечными системами и что такие представления о них не способствуют развитию физики. Одним из открытий квантовой теории было то, что электроны имеют волновую природу и распространяются в виде волн, а не движутся по орбитам вокруг ядра. Однако теория Бора стала неоценимым первым шагом в создании атомной физики и до сих пор полезна для понимания химических свойств элементов.

Предполагалось, что электроны крайне малы, и можно пренебречь их размерами и силой их взаимного отталкивания, нейтрализуемой положительным зарядом ядер.

Уравнение состояния идеального газа, в котором произведение давления газа на его объем пропорционально температуре, астрофизики обычно предпочитают переписывать в виде зависимости давления газа от его плотности, температуры и химического состава. Используется и понятие «неидеальные газы», для которых в уравнение состояния введен размер частиц и энергия взаимодействия между ними.

Яркость звезды, наблюдаемой на Земле, зависит от расстояния до нее. Количество световой энергии, испускаемое звездой в секунду, — это ее «светимость». Также вводится понятие «видимая яркость звезды», определяемая как светимость звезды, деленная на квадрат ее расстояния до Земли — его астрономы определяют, наблюдая изменение положения звезды относительно более удаленных звезд за шесть месяцев, то есть время, в течение которого Земля проходит половину орбиты вокруг Солнца. Это смещение называется «звездный параллакс». Если звезда находится так далеко, что ее звездный параллакс слишком мал, то расстояние до нее можно определить по яркости, спектральным линиям и температуре. Всю эту информацию можно получить из диаграммы Герцшпрунга-Рассела (HR-диаграммы).

Рассматривая цефеиду как идеальный газ, Эддингтон построил модель, согласно которой произведение периода пульсации звезды на квадратный корень из ее плотности является константой. Это соответствовало наблюдаемому максимальному увеличению яркости звезды при прохождении фазы ее минимального радиуса, так как в это время температура и плотность звезды максимальны.

Чтобы измерить температуру поверхности звезды, астрономы предполагают, что звезда — это «абсолютно черное тело», гипотетический объект, который является прекрасным излучателем и прекрасным поглотителем радиации. Спектр излучения черного тела при различных температурах может быть представлен в виде графика зависимости интенсивности радиации от длины волны. Интенсивность равна нулю при нулевой длине волны, затем она растет, достигает максимума и спадает до нуля при увеличении длины волн. Максимум обычно находится не в середине кривой, а смещен к низким или высоким длинам волн в зависимости от температуры черного тела — положение максимума позволяет определить температуру тела. Измерения интенсивности света от различных звезд показывают, что они действительно излучают свет почти как абсолютно черные тела. Это позволяет астрономам использовать формулу излучения абсолютно черного тела, выведенную немецким физиком Максом Планком в 1900 году.

Диаграмма Рассела была впервые опубликована в 1913 году. Позднее Рассел улучшил ее. Поначалу диаграмму называли именно диаграммой Рассела. В 1933 году Бенгт Стрёмгрен, молодой датский астрофизик и близкий друг Чандры, из патриотических соображений решил исправить эту несправедливость и ввел новое название: диаграмма Герцшпрунга-Рассела (HR-диаграмма).

Несколькими годами позже 2 Эридана А и 2 Эридана В были переименованы в 40 Эридана А и 40 Эридана В.

Измерение орбитальных параметров — периода обращения двух звезд вокруг общего центра, расстояния двойной системы от Земли (по звездному параллаксу) и эксцентриситета орбиты достаточно для вычисления массы звезды. Радиус может быть вычислен по температуре поверхности звезды и ее яркости, среднюю плотность определяют по отношению массы звезды к ее объему.

В наше время астрофизики определили, что температура Сириуса В примерно 25 тысяч градусов, то есть он является звездой В-типа, намного более горячей, чем Сириус А, температура которого равна 10 тысячам градусов. По данным о температуре Сириуса В определен его радиус, примерно равный 4800 километрам, то есть немного меньше земного. В своей книге «Внутреннее строение звезд» Эддингтон получил почти в четыре раза большее значение. Пересмотренная оценка средней плотности Сириуса В составляет миллион граммов на кубический сантиметр, в сто раз больше, чем у Эддингтона. Эти ошибки были вызваны трудностями наблюдения, связанными с чрезвычайной яркостью Сириуса А, который почти полностью скрывал своего тусклого компаньона Сириус В.