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

Вычисление проводится следующим образом: количество энергии, которое выделяется из-за сжатия газовых частиц при уменьшении шара бесконечно большого радиуса до радиуса Солнца, делится на среднее количество энергии, испускаемое Солнцем в секунду.

До открытия нейтрона в 1932 году физики предполагали, что ядро состоит из протонов и электронов и, таким образом, ядро гелия состоит из четырех протонов и двух электронов, суммарный положительный заряд которых уравновешивает отрицательный заряд двух электронов на орбите. Так как масса электрона в 1836 раз меньше массы протона, в вычислениях она игнорировалась.

Астрофизики тогда не задумывались о происхождении более тяжелых элементов и только предполагали, что они были частью межзвездной пыли, из которой образовались звезды.

Эддингтон использовал данные для более яркой из двух звезд, составляющих двойную систему Капелла-Капелла А, расположенную на расстоянии 10 14километров от Земли в созвездии Возничего. Согласно Эддингтону, данные наблюдений для Капеллы были «необычно полными» и позволили чрезвычайно точно определить ее массу, температуру поверхности, радиус и яркость.

После четырех лет, проведенных в Кембридже, Пэйн получила сертификат, означавший, что будь она мужчиной, то могла бы получить ученую степень бакалавра. Лекция, прочитанная Шепли в 1923 году на встрече Британской астрономической ассоциации, произвела на Сесилию огромное впечатление. Она подошла к Шепли и спросила, могла бы она продолжать свое исследование в Гарварде. С одобрения Эддингтона и Милна Пэйн оставила Кембридж и уехала в Гарвард, где стала доктором философии в Рэдклиффе (женский колледж в Гарварде). Пэйн была первой женщиной, получившей степень доктора философии за исследования, проводимые в Гарвардской обсерватории, и первой женщиной, ставшей профессором в Гарварде. Директор Йеркской обсерватории Отто Струве сказал, что ее диссертация — «самая блестящая диссертация, когда-либо написанная по астрономии».

Полагая, что электронный газ внутри белого карлика можно считать идеальным, Эддингтон определил, что его температура равна примерно миллиарду градусов Кельвина.

В 1915 году английский ученый Генри Мозли в возрасте 28 лет был убит в сражении при Галлиполи. Это вызвало крайнее возмущение английского научного сообщества. Правительству пришлось признать, что правильнее использовать ученых не на поле боя, а в исследованиях, направленных на военные цели. Если бы Мозли не погиб, он почти наверняка получил бы Нобелевскую премию за свои работы в области атомной физики.

Бор достигал этого, комбинируя физику Ньютона для планетарных движений со следствиями квантовой механики таким образом, чтобы атомы оставались стабильными. Затем он понял тщетность этого подхода и смело решил постулировать их стабильность. Он предположил, что для электронов в атоме допустимы только определенные орбиты, в отличие от планет, которые могут находиться на любом расстоянии от Солнца.

Теория белых карликов Фаулера основана на уравнении, которое связывает давление электронного газа с его плотностью. А уравнение идеального газа связывает давление газа не только с плотностью, но и с температурой. Отсутствие температуры в теории Фаулера — неожиданный вывод из квантовой механики. Когда белый карлик остывает полностью, его температура фактически становится равной нулю. Если бы это был идеальный газ, то его давление также было бы равно нулю, и произошел бы коллапс, как и предсказывал Эддингтон. Но принцип запрета Паули противоречит этому, поскольку появляется направленное наружу давление вырождения, даже если температура звезды равна нулю. Другими словами, несмотря на то что по измерениям астрономов белые карлики очень горячие и очень тусклые, физики могут изучать их состояние, как если бы они были холодными и невидимыми.

В 1931 году Дирак показал, что эти странные частицы — позитроны, частицы материи, идентичные электронам, только вот электроны имеют отрицательный заряд, а позитроны — положительный. При столкновении электрона и позитрона они взаимно уничтожаются (происходит аннигиляция), превращаясь в кванты света. В том же году позитроны были обнаружены в космических лучах Карлом Андерсоном, работавшим в Калифорнийском технологическом институте. Эддингтон должен был изменить свои представления о том, что звезды сияют в результате взаимоуничтожения электронов и протонов. В действительности это происходит в результате аннигиляции электронов и позитронов.

Эддингтон никогда не говорил, что означает буква «Е» в названии его Е-чисел. Возможно, это первая буква имени Эддингтон!

Эддингтон рассчитал скорость разбегания галактик и получил 778 километров в секунду на каждые 30 миллионов триллионов километров (один мегапарсек) расстояния галактики до Земли. Астрономы же получили величину 550 километров в секунду на мегапарсек. Вопрос о разбегании галактик рассматривается в главе 13.

Эддингтон предполагал, что Вселенная должна быть вырожденным газом. Он использовал квантовую статистику для расчета общего числа электронов, если заполнены все возможные уровни энергии вплоть до самого верхнего. Эддингтон полагал, что это будет энергия электрона, полученная из соотношения E = mc 2, где m — масса электрона. Эддингтон подогнал конечный результат, чтобы получить желаемое число электронов.

Комбинационное рассеяние света было почти одновременно открыто Раманом и советскими физиками Л. И. Мандельштамом и Г. С. Лансбергом в 1928 году (Раман сделал свое открытие на неделю позже). (Примеч. редактора.)

Чандра получил величину, равную 0,91 массы Солнца. К 1934 году он сделал более точный расчет и показал, что максимальная масса зависит от химического состава белого карлика. Точное значение менее важно, чем существование максимальной массы, выше которой белый карлик начинает коллапсировать. В настоящее время предел Чандрасекара считается равным 1,4 массы Солнца. Тогда же физик Ханс Бете открыл ядерные реакции, обеспечивающие звезды энергией, и внес значительный вклад в понимание процессов, идущих на звездах.

Строго говоря, давление вырождения зависит от температуры звезды. Фаулер и Чандра ограничились случаем белого карлика при нулевой температуре, когда звезда остыла и затвердела, то есть достигнуто максимальное вырождение. Это вполне разумное приближение для упрощения уравнений. Если бы белые карлики на самом деле имели нулевую температуру, они были бы невидимыми. Тем не менее астрофизики строили такие модели белых карликов, как если бы они были электронным газом при нулевой температуре.