Нерелятивистские модели эволюции Вселенной классической науки

Французский зоолог Ж. Л. Леклерк, граф Бюффон (1707—1788), принадлежит

к числу ученых XVIII в., интересовавшихся вопросами эволюции Вселенной. Он является автором гипотезы образования планет из вещества Солнца, выброшенного из недр Солнца за счет его вращения. Он проводил эксперименты

с раскаленными и остывающими вращающимися шарами, которые позволили ему высказать мысль о том, что на образование Земли потребовалось всего лишь 75 тыс. лет.

Эволюционная идея Бюффона близка небулярной гипотезе немецкого философа И. Канта и французского математика, физика П. Лапласа. Оба исходили

из предположения об образовании структур во Вселенной (в частности, Солнечной системы, о которой в основном речь шла в гипотезе Лапласа) из космических частичек космического облака. И. Кант ввел в свою гипотезу наряду

с силой тяготения еще и силу отталкивания. Работа И. Канта с изложением этой гипотезы появилась в 1754 г., работа Лапласа «Изложение системы мира» — в

1798 г. Разумеется, в то время не представлялось возможным говорить о размерах этого облака и физико-химических свойствах составляющих его частиц. Здесь было много логики, рассуждений и интуиции. В частности, Лаплас считал, что в первоначальном своем состоянии Солнце по своим размерам превышало радиус орбиты планеты Юпитер вокруг Солнца. Юпитер — самая большая планета Солнечной системы (планета-гигант). Ее поперечник в 13 раз больше поперечника Земли (радиус Земли = 6370 км). Юпитер в 300 раз массивнее Земли

и в 2 раза массивнее всех планет Солнечной системы, вместе взятых. Из него можно «выкроить» 1300 шаров размером с Землю. Период обращения Юпитера вокруг Солнца составляет, приблизительно 12 земных лет. Период вращения вокруг своей оси составляет приблизительно 10 часов. Среднее расстояние от Солнца равно 778, 3 млн км (5, 2 а. е.). Он имеет более 40 спутников.

Согласно Лапласу сжатие, размеры, вращение Солнца привели к отделению в плоскости его экватора части вещества в форме газового кольца, из которого образовались планеты. Фрагментация этого кольца привела к образованию планет, из которых по тому

же механизму образовались и спутники отдельных планет. В гипотезе Лапласа

Солнечная система представлялась замкнутой механической системой. Она столкнулась с объяснением момента количества движения Солнца и его планет. Под моментом количества движения имеется в виду, грубо говоря, распределение движения вещества системы относительно неподвижной точки на оси вращения всей системы. Оказалось, что момент количества движения планет в 20 раз больше момента количества движения Солнца. Это противоречило законам сохранения классической механики.

Лишь в середине ХХ в. советский ученый О. Ю. Шмидт (1891—1956) предложил новую гипотезу о Солнечной системе, в которой она представлялась открытой динамической системой, происхождение которой связано с процессом образования нашей Галактики. Тем самым вопрос о соответствии момента количества движения Солнечной системы и ее составляющих элементов потерял свою актуальность. Гипотеза И. Канта — П. Лапласа оказала большое влияние на развитие эволюционных представлений о Вселенной, поскольку содержала много

прозорливых идей. В частности, в ней четко прослеживалась мысль о том, что

между исходными физическими и химическими свойствами элементов туманностей и свойствами образовавшихся из них объектов должно существовать определенное соответствие.

Эта идея нашла свое выражение в космогонических моделях. Основателем

наблюдательной космогонии считается великий английский астроном В. Гершель (1738— 1822). Он является автором морфологической гипотезы образования звезд из ярких газовых туманностей, которые, в свою очередь, в соответствии с законом всемирного тяготения, образовались из аморфных, бесформенных неконцентрированных туманностей. Гипотеза В. Гершеля имела много последователей в XIX в. На ее основе возникло так называемое великое космологическое заблуждение XIX в. Считалось, что звезды образуются из туманностей, типа туманности Андромеды. В ХХ в. было доказано, что эти яркие туманности являются на самом деле галактиками, состоящими из огромного количества звезд.

В 1912 г. американский астроном В. Слайфер, пользуясь телескопом с приборами спектрального анализа, установил, что яркие туманности В. Гершеля

— это галактики. Он же установил факт «разбегания», удаления галактик.

Но в то время шла Первая мировая война, и на данное открытие не обратили

внимания. Надо подчеркнуть, что это открытие не было известно ни А.

Эйнштейну, ни А. Фридману, когда они создавали свои модели Вселенной.

Что касается космологического заблуждения XIX в., то еще в 1847 г. наш соотечественник В. Струве (1793—1864) доказал, что пространство между звездами уменьшает светимость звезд приблизительно на 0, 6 звездной величины. Этот факт позволил бы избежать великого космологического заблуждения XIX в. Существуют не только яркие туманности (галактики), но и собственно туманности (холодные, теплые, горячие туманности из атомарного, молекулярного водорода) в межзвездной среде. Но это было известно уже в ХХ в. Космогонические идеи В. Гертеля получили развитие в начале ХХ в.

В 1902 г. английский астроном Д. Джинc (1877—1946) опубликовал работу

«Устойчивость сферической туманности», в ней он использовал информацию из газовой термодинамики. Он полагал, что звезды образуются из газовых облаков за счет действия силы тяготения, которая заставляет их сжиматься, скручиваться и уменьшаться в объеме. Этот процесс, по Джинсу, приводит к увеличению плотности газа в объеме его нагревания, что выражается в возникновении силы давления, направленной против действия силы тяготения. Таким образом, у него плотность газового облака соответствует силе гравитации, а давление — упругости среды в результате сжатия гравитацией газового облака. Сила гравитации и сила давления составляют физическую основу его гипотезы: соотношение между давлением и плотностью определяет степень устойчивости звезды, образованной из газового облака. Д. Джинc вычислил некоторые величины, необходимые для звездообразования, получившие название — величины Джинса: Rj — приблизительно 1, 5 · 104 (радиус облака, необходимый для звездообразования); Mj— приблизительно 1, 4 массы Солнца; Lj— длина Джинса, расстояние, на котором сила тяготения и давления сравнимы по величине.

Д. Джине не располагал сведениями о химическом составе межзвездной среды (МЗС). Эти сведения появились позднее. Одним из интересных следствий данной гипотезы является возможность возникновения в расширяющейся однородной среде областей, в которых собственная скорость расширения отстает от скорости расширения всей среды в целом. В 40-х годах ХХ в. наш

соотечественник Ε. Μ. Лившиц сформулировал гипотезу, согласно которой

«отстающие» области в расширяющейся однородной среде могут создавать относительно устойчивые структуры в таких средах. Это является одним из способов решение парадокса, сформулированного немецким астрономом Г.

Ольберсом в 1826 г.

Космогонические идеи звездообразования В. Гершеля и Д. Джинса получили дальнейшее развитие с созданием квантовой механики, открытием законов микромира. Особый интерес был проявлен к выяснению процессов, происходящих внутри Солнца. Одной из первых моделей физических процессов, происходящих внутри Солнца, была модель английского физика А. Эддингтона, опубликованная в его книге «Звезды и атомы» (1927). Эта модель учитывала информацию из квантовой механики. До появления этой модели теории и гипотезы эволюции Вселенной основывались в большинстве случаев на данных спектральных исследований небесных тел, что позволило расширить сведения о наблюдаемых небесных телах в астрономических каталогах (греч. katalogs — список), определить размеры звезд и разбить их на спектральные классы, включая туманности и другие известные объекты наблюдения того времени.

В 1900 г. американский астроном Э. Пнкеринг (1846—1919) предложил разбить все известные звезды на спектральные классы, учитывающие светимость (силу света, яркость) звезд. Светимость (I) — величина полного светового потока, испускаемого единицей поверхности источника света (измеряется в люменах). Астрономы древности предложили называть наиболее яркие, видимые звезды звездами первой величины, а самые слабые, еле видимые — звездами шестой величины. Была предложена шкала светимости от -1m до 6m, где символ т означает видимую звездную величину, определяемую при наблюдении с Земли. Эта величина зависит не только от яркости звезды (или другого объекта) и расстояния до нее, но и от среды (ее физических и химических свойств), в которой распространяется свет от звезд до наблюдателя.

Для того чтобы получить точные данные о светимости звезды, астрономы используют методы «мысленного перемещения звезды (другого объекта) на эталонные, стандартные расстояния от Земли». Такое расстояние равно 10 парсекам. С такого расстояния измеряется абсолютная звездная величина наблюдаемого объекта,

которая обозначается символом М. Надо иметь в виду, что астрономия при

изучении своих объектов пользуется разветвленной системой абстракций и идеализации. Например, при измерении светимости звезд они представляются сферическими образованиями (шарами). Например, Солнце представляется как шар с радиусом в 700 000 км, с поверхности которого, имеющей форму сферы, излучается энергия светового потока, равная величине: L = 3, 86 · 1033 эрг/с.

Абсолютная звездная величина нашего Солнца на расстоянии 10 парсек равна

4, 8m видимой звездной величины. Это означает, что при наблюдении с Земли на расстоянии 10 парсек наше Солнце видится как звезда со светимостью, равной

4, 8m, т. е. как маленькая, тусклая звездочка 5-й видимой звездной величины. В дальнейшем шкала светимости была расширена: для очень ярких звезд стали использовать отрицательные величины: 0m, -1m, —2т и т. д., дробные и промежуточные значения светимости. Исследования показали, что звезды, отличающиеся на одну звездную величину, создают на Земле освещенность (наблюдаемую силу света, яркость), различающуюся приблизительно в 2, 5 раза. В

1924 г. стала известна связь между массой звезды и ее светимостью. Э. Пикеринг разбил наблюдаемые звезды (святящиеся объекты) на спектральные классы и обозначил их соответствующими буквами латинского алфавита (О, В, A, F, G, К, М). Студенты-астрономы придумали легко запоминающуюся фразу, начальные буквы которой представляют эти классы: «О, be a fine girl, kiss me! »

Дальнейшие исследования позволили разбить каждый из спектральных классов

на подклассы: от 0 до 9-го (10 подклассов в каждом классе) — и ввести новые классы: R, N, S (классы холодных звезд).

Каждый из классов и подклассов представляет определенные типы звезд: класс

О — звезды с температурой до 100 000 К (Кельвина) и определенным химическим составом; класс Μ — звезды с температурой 2000—2500 К, содержащие

молекулярные соединения и металлы. Здесь речь идет о температуре внешних

слоев звезды, внутри температура значительно выше.

В начале ХХ в. астрономы Э. Герцшпрунг (1879—1937) и Р. Ресселл (1877—

1957) построили диаграмму светимости. Авторы этой диаграммы показали, что близкие по светимости объекты (звезды) образуют в пространстве обособленные области или последова-

тельности. Э. Герцшпрунг назвал звезды, находящиеся в верхней и нижней

части диаграммы (рис. 7), соответственно, гигантами и карликами. Данная диаграмма, точнее метод, позволила обнаружить естественный порядок на наблюдаемой небесной сфере.

Диаграмма, о которой говорилось выше, графически выглядит следующим образом.

Рис. 7. Положение некоторых звезд на диаграмме «Спектр - светимость»1:

⇐ Предыдущая 18 19 20 21 222324 25 26 27 Следующая ⇒