Поль Лаберенн - Происхождение миров

• Название: Происхождение миров
• Автор: Поль Лаберенн
• Издательство: Государственное издательство технико-теоретической литературы
• Жанр: Прочая научная литература
• Год: 1957

---

В действительности же эта гипотеза, которую Хойл не так давно изложил без малейших оговорок по английскому радио, является чисто спекулятивной, не связанной с фактами. Она не учитывает, в частности, давления светового излучения, экспериментально обнаруженного еще русским физиком П. Н. Лебедовым.

Действительно, когда световой луч падает на какой либо объект, то он оказывает на него некоторое давление и как бы отталкивает его. Эффект этого давления ничтожен, если объект имеет сравнительно большие размеры, но может стать значительным в случае очень малых частиц.

Например, известно, что именно вследствие давления солнечных лучей кометные хвосты, состоящие из разреженного газа и появляющиеся, когда комета приближается к Солнцу, направлены в сторону, противоположную Солнцу. В. А. Амбарцумян вполне справедливо заметил, что уже одного светового давления достаточно, чтобы воспрепятствовать поглощению межзвездных частиц горячими звездами. С другой стороны, он указал на то, что теория Хойла не позволяет дать удовлетворительное объяснение существованию звездных ассоциаций.

Более того, другие советские ученые (как, например, В. Г. Фесенков, Б. А. Воронцов-Вельяминов) установили, изучая неустойчивые состояния звезд, что многие звезды, в частности звезды большой светимости, выбрасывают большие количества материи в виде газовых оболочек, которые затем рассеиваются в пространстве.

Если изобразить эти результаты с помощью диаграммы Рессела, то видно, что звезды главной последовательности в действительности перемещаются так, как это можно предвидеть, исходя из одновременного уменьшения массы и светимости, т. е. в том направлении, которое принималось первоначально. Это перемещение очень медленно в случае таких звезд, как, например, Солнце, для которых основной механизм потери массы заключается в превращении водорода в гелий. Но оно должно совершаться гораздо быстрее для очень горячих звезд-гигантов, лежащих выше главной последовательности.

Опираясь на тот факт, что некоторые звезды, как, например, новые и звезды типа Вольф — Райе, теряют за короткое время очень значительное количество своего вещества, В. А. Амбарцумян усматривает возможность переходов звезд с одной ветви диаграммы Рессела на другую.

Два известных пути эволюции звезд

Открытие двух различных типов молодых звезд, входящих соответственно в состав О- и Т-ассоциаций, позволяет предположить наличие двух различных путей эволюции звезд. Действительно, советские астрономы П. П. Паренаго и А. Г. Масевич показали, что имеет место очень ясное различие между звездами, относящимися К верхней и нижней частям главной последовательности. Это различие касается как внутреннего строения звезд, так и их средних скоростей по отношению к соседним звездам. П. П. Паренаго и А. Г. Масевич пришли к выводу, что главная последовательность должна быть разделена на две части, причем место раздела находится немного выше места Солнца на диаграмме. При этом имеется соответствие между двумя частями главной последовательности, с одной стороны, и звездами, рождающимися в ассоциациях одного или другого типа, — с другой.

По предположению Б. В. Кукаркина звезды, которые формируются в О-ассоциациях, находятся сначала рядом с главной последовательностью на диаграмме Рессела. Там они остаются в течение нескольких миллионов лет — времени, которое примерно требуется для того, чтобы ассоциация рассеялась. После того, как они потеряют вследствие так называемого корпускулярного излучения часть своей массы,[58] они попадают на главную последовательность и затем опускаются по ней довольно быстро, поскольку они продолжают терять значительное количество вещества.

Звезды Т-ассоциаций, напротив, рождаются карликами, аналогичными Солнцу и находящимися на главной последовательности, а затем медленно опускаются по ней вниз, поскольку потеря их массы за счет корпускулярного излучения очень мала. Эти звезды вначале являются желтыми карликами и постепенно превращаются в красных карликов.

Вопросы, требующие изучения

Таким образом, советскими астрономами установлено с большой степенью вероятности существование двух путей звездной эволюции. Однако наряду с положительными результатами остается еще большое количество неясных вопросов. Что касается самих звезд О- и Т-ассоциаций, то мы не можем еще с уверенностью сказать, например, во что они превратятся после того, как они исчерпают весь свой запас водорода. Возможно, что звезды Т-ассоциаций, став сначала красными карликами, в конце концов перейдут в состояние белых карликов.

С другой стороны, необходимо объяснить происхождение новых и сверхновых звезд и красных гигантов. Исследования новых и сверхновых звезд пока не позволяют придти к какому-либо определенному выводу. Относительно красных гигантов следует заметить, что часто наблюдают их присутствие в О-ассоциациях вместе с очень горячими (белыми) гигантскими звездами. Согласно В. В. Соболеву эти красные гиганты имеют то же внутреннее строение, что и наблюдающиеся рядом звезды с очень высокой температурой, но они окружены обширной и более холодной оболочкой небольшой массы.

Наконец, остаются нерешенными проблемы вращения звезд. Дело в том, что, как установил Г. А. Шайн, скорость вращения звезд зависит от их физического типа (карлики вращаются в общем медленнее, чем яркие гиганты), причем различие в скорости иногда весьма значительно. Научная космогония должна удовлетворительным образом объяснить этот факт.

Эволюция звезд в шаровых скоплениях

Все результаты, которые мы сейчас изложили, относятся к эволюции близких к нам звезд нашей Галактики, т. е. звезд, принадлежащих согласно терминологии Бааде к населению I типа. В 1952 г. Бааде детально изучил звездное население II типа в двух шаровых скоплениях. Пытаясь построить для этих звезд график, аналогичный диаграмме Рессела, он пришел к выводу, что точки, представляющие положения звезд, располагаются на диаграмме спектр — светимость по ломаной линии, резко отличающейся от положения главной последовательности и других ветвей диаграммы, приведенной на стр. 34.

Отсюда Бааде делает заключение, что звезды населения II типа имеют особый путь эволюции. Они рождаются как весьма небольшие, но яркие звезды, а когда запасы водорода в их центральном ядре приходят к концу, становятся неустойчивыми и их размеры резко возрастают. Такие звезды проходят через стадию красных гигантов, а затем уже окончательно сжимаются и кончают свое существование как белые карлики.

Еще слишком рано оценивать значение этого последнего открытия. В частности, действительно ли характер эволюции звезд населения II типа может объяснить, как это полагают многие астрономы, довольно странный вид диаграммы Рессела для звезд Млечного Пути, т. е. не вызван ли он тем, что население II типа, к которому можно было бы причислить субкарлики и некоторые короткопериодические переменные звезды, накладывается на население I типа? Но во всяком случае очевидно, что эволюция звезд идет не по единому, а по различным путям. Вполне возможно, что деление на звездное население I и II типов является, как полагают некоторые советские астрономы, слишком схематичным, и необходимо вводить более подробную дифференциацию.

III. Происхождение звезд

Работы В. А. Амбарцумяна свидетельствуют о том, что звезды образуются группами. Так как естественно полагать, что они формируются за счет диффузной материи, то астрономы попытались выяснить, не являются ли некоторые сгущения этой материи звездами, находящимися в процессе формирования.

Глобулы Бока

Внимание наблюдателей было сначала обращено на маленькие темные пятна, наблюдающиеся на небе и имеющие размеры порядка одного светового года. Эти небольшие, имеющие примерно сферическую форму скопления названы глобулами. По мнению американских астрономов Бока и Уипла, из них непосредственно образуются звезды. Далеко идущие гипотезы, построенные на основании этого допущения, претендовали также на объяснение происхождения самих глобул, рассматриваемых как скопления межзвездной материи, «сметенной в кучу» давлением светового излучения соседних звезд. Однако последняя гипотеза, которая неразрывно связана с объяснением дальнейшей эволюции глобул и превращения их в звезды, опровергается наблюдениями. Как показал советский астроном В. Г. Фесенков, глобулы всегда принадлежат более обширной туманности, и до сих пор не удалось обнаружить сгущения, которые могли бы соответствовать промежуточному этапу между глобулами Бока и какими-нибудь звездами.

Цепочки Фесенкова

В. Г. Фесенков, используя превосходный телескоп системы Максутова, установленный в Алма-Ата, обнаружил на многочисленных снимках существование в некоторых туманностях очень тонких волокон, связывающих ясно различимые однотипные звезды. Звезды, составляющие подобные цепочки, очень близки друг к другу, их взаимные расстояния имеют порядок нескольких световых дней (в сто раз больше диаметра орбиты Плутона), что как раз соответствует тому теоретическому минимуму, при котором соседние сгущения могут быть устойчивыми.