Алексей Левин - Белые карлики. Будущее Вселенной

Из теории Лейна следует, что сильнее всего температура повышается в центре газового сгустка. Фактически на ее основе можно показать (правда, сам Лейн этого не сделал), что температура в центре Солнца должна измеряться миллионами кельвинов. Получается, что изначально холодное скопление газа может стянуться и разогреться столь сильно, что превратится в звезду. Ее сияние в модели Лейна обеспечивается продолжающимся стягиванием к центру и потерей потенциальной энергии тяготения, которая и служит единственным источником энергии излучения.

Лейн пошел дальше. Он понял (или догадался), что при очень высокой температуре и плотности центральной области звезды вещество перестанет подчиняться простым газовым законам — а другие тогда не были известны. Поэтому он вполне логично предположил, что по мере такой трансформации оно будет все сильнее сопротивляться стягивающему действию тяготения. В результате гравитационный коллапс замедлится (или прекратится вовсе), компенсация уносимой излучением энергии уменьшится (или полностью занулится), звезда начнет остывать и в конце концов превратится в небольшое (а потому очень плотное), холодное и темное космическое тело.

Такова в общих чертах суть предложенной Лейном теории непрерывной эволюции газовых звезд — по сути, первой во всей истории наук о Вселенной (позднее сходные идеи развивал Риттер, который посвятил этой теме 18 статей). В Европе ее заметили лишь в 1880-е гг., после того как на нее неоднократно с большим уважением ссылался Томсон, получивший в 1892 г. титул барона Кельвина. На протяжении нескольких десятилетий эта теория оказывала немалое воздействие на развитие теоретической астрофизики. Новизна подхода Лейна и Риттера видна уже из того, что, каким бы странным это ни казалось сейчас, в те времена астрономы еще не имели данных, позволявших утверждать, что звездное вещество пребывает в газообразном состоянии. Идея Лейна о гравитационном разогреве сгущающихся газовых облаков как прелюдии к образованию звезд в общих чертах сохранила силу и сегодня. Разумеется, он не мог не только предполагать, но даже фантазировать, что рождение звезды обусловлено поджогом термоядерного горения водорода, которое и подпитывает ее излучение. Астрофизика дошла до такого понимания лишь в конце 1930-х гг., почти через шесть десятков лет — а это очень долгий срок. Так что восхитимся глубиной прозрения Лейна и не будем смеяться над его ошибками. И не забудем, что единственная статья по теории звезд [14] On the theoretical temperature of the Sun, under the hypothesis of a gaseous mass maintaining its volume by its internal heat, and depending on the laws of gases as known to terrestrial experiment // American Journal of Science ( July 1870), Series 2, 50: 57–74. принесла ему членство в Национальной академии наук США, которое он обрел в апреле 1872 г., а потомки назвали в его честь один из кратеров на обратной стороне Луны.

В 1916–1918 гг. теорией звездных структур вплотную занялся профессор астрономии и натуральной философии Кембриджского университета и директор университетской обсерватории Артур Стэнли Эддингтон (чье имя в 1919 г. прогремело на весь мир в связи с наблюдением изгибания звездных лучей в поле тяготения Солнца, предписанного ОТО). Эддингтон существенно улучшил старые политропные модели, построив общую теорию стабильных звезд. Она учитывала световое давление и ряд факторов, не известных в XIX в. Он также пришел к совершенно правильному заключению, что источник внутренней энергии звезды должен находиться в ее центре, хотя природа этого источника, конечно же, не была еще изучена. Эддингтон разрабатывал свою теорию и в последующие годы. В окончательном виде он изложил ее в фундаментальной монографии The Internal Constitution of the Stars [15] Arthur. The Internal Constitution of the Stars. Cambridge: University Press, 1926. , вышедшей в свет в 1926 г. В частности, он показал, что при температурах звездных недр атомы лишаются всех или почти всех электронов и превращаются в положительные ионы, омываемые электронным морем.

Эти выводы позволили Эддингтону обосновать свое главное допущение о природе звездного вещества, которое он считал газообразным. Однако к тому времени стало известно, что его плотность в центральных зонах нормальных звезд как минимум в разы превышает плотность свинца. Эддингтон решил эту проблему очень элегантно. Если атомы целиком или почти целиком лишены электронных оболочек, их геометрические размеры многократно уменьшаются по сравнению с нейтральными атомами. Отсюда следует, что атомная (точнее, ионная) компонента звездного вещества достаточно разрежена, чтобы ее можно было счесть за классический газ. Именно ее он рассмотрел в качестве одного из двух источников внутризвездного давления, оставив в силе классическую формулу: давление идеального газа пропорционально произведению его плотности на температуру. Вторым источником в его теории служит давление света, пропорциональное (согласно закону Стефана — Больцмана) температуре в четвертой степени.