Занимательно о космогонии - Анатолий Томилин

Ну, прежде всего угловой диаметр и расстояние до Земли. Обе величины нетрудно измерить. Затем количество солнечной лучистой энергии, падающей на единицу земной поверхности в единицу времени. Для этого измерения лучше всего отправиться, конечно, на экватор. Но если на экватор не хотите, опыт можно произвести и дома в полдень… Дальше, сравнивая цвет Солнца с цветом раскаленного вещества на Земле, мы косвенно можем судить о поверхностной температуре светила. А, изучив возраст самых старых земных пород, можно примерно назвать нижнюю границу возраста Солнца. Ведь считать, что Земля старше Солнца вряд ли целесообразно. Если добавить еще и период обращения Земли (или любой другой планеты), который понадобится для определения массы Солнца, и группу данных, определяющих наше светило как члена Галактики, то, пожалуй, все наблюдаемые характеристики этим и исчерпываются. Можно бы, конечно, еще добавить, например, скорость вращения Солнца, вычисленную по скорости перемещения его пятен, но тут есть одна неприятность. Во-первых, пятна на солнечном диске видны только в поясе от +40 градусов до –40 градусов гелиографической широты. В более высоких широтах их почти не заметно. Во-вторых, вращается-то Солнце на разных уровнях по-разному: на экваторе — быстрее, ближе к полюсам — медленнее. Какую же скорость принять в качестве основной?

Теперь давайте сведем наблюдаемые характеристики Солнца в таблицу.

Наблюдаемые характеристики Солнца (по П. Куликовскому)

Угловой диаметр … 31′59″26

Расстояние от Земли … (149 504 000 ± 17 000) км

Солнечная постоянная … 1,39 · 106 эрг/сек см2

Температура поверхности … 6000°К

Возраст … (4,5—6) · 109 лет

Период обращения Земли (звездный, или сидерический, год) … 365,25636 суток

Наклон солнечного экватора к эклиптике … 7°15′

Скорость движения Солнца относительно окружающих его звезд … 19,5 км/сек

Расстояние Солнца от центра Галактики … 8000 парсек = 2450 световых лет

Скорость движения Солнца вокруг центра Галактики … 250 км/сек

Период обращения Солнца вокруг центра Галактики … 1,8 · 108 лет

По этим данным, произведя некоторые вычисления, можно составить еще одну таблицу. Между прочим, гораздо более важную, чем первая, с точки зрения астрофизиков.

Вычисленные характеристики Солнца (по П. Куликовскому)

Масса … 1,983 · 1033 г

Средняя плотность … 1,41 г/см3

Общая радиация (светимость) … 3,78 · 1033 эрг/сек

Диаметр … 1 390 600 км

Объем … 1,412 · 1015 км3

Ускорение силы тяжести на поверхности Солнца … 2,738 · 104 см/сек2

Критическая скорость или скорость освобождения … 619,4 км/сек

И наконец, для сравнения Солнца с остальными звездами астрофизики ввели еще несколько характеристик.

Сравнительные характеристики Солнца (по П. Куликовскому)

Звездная визуальная величина … —26mm,80 ± 0,03

Абсолютная фотовизуальная звездная величина … +4m,96

Спектральный класс … dG2

Буква m в показателе степени называется звездной величиной, определяющей блеск звезды.

Буква d перед спектральным классом говорит о том, что наша звезда — карлик.

Конечно, это далеко не все характеристики. Да и выбраны они автором достаточно произвольно.

Но, после того как они приведены, не худо бы и пояснить, чем они так уж важны в книге, посвященной вопросам космогонии. Именно космогонии, а не астрофизики и не звездной астрономии. А вот чем.

Минимальный возраст — это время, за которое наше светило практически не менялось. Порукой тому свидетельство земных пластов.

Средняя плотность — 1,4 г/см3 — говорит о том, что солнечный шар состоит из довольно разреженной субстанции.

А ускорение силы тяжести — в 28 раз большее, чем на Земле, — свидетельствует о внушительном внешнем воздействии. И сразу возникает вопрос о природе небесного тела, которое может существовать так долго и в таких условиях. Какое оно? Твердое? Нет! Плотность мала. Жидкое? Тоже нет! Может быть, газообразное? А это очень может быть. Ведь говорят же физики, что от немедленного сжатия наше светило может удержать только внутреннее тепловое давление. Возникает же оно за счет теплового движения частиц солнечного вещества. Значит, Солнце — газовый шар, да еще и хорошо нагретый.

Смотрите, какой необыкновенно оригинальный вывод нам удалось сделать…

Прекрасно! Теперь можно задуматься и о тех реакциях, которые столь долго и стабильно поддерживают жизнь нашего светила, а в том числе и наше с вами бренное существование. Предположение Г. Гельмгольца об энергии за счет сжатия не годится. Солнце продержалось бы на ней в существующем состоянии не более нескольких миллионов лет. Этого мало. Не стоит говорить и о химической энергии. Тут срок еще меньше. Тогда какая же?

В неофициальной части истории физики сохранился один эпизод. Рассказывают, что однажды два приятеля — развеселые студенты-физики из славного Геттингенского университета жарким солнечным днем гуляли по тенистому парку. Переходя от дерева к дереву, они со смехом говорили о том, что в такую погоду не исключен солнечный удар кое у кого из профессоров, что само по себе не так уж и плохо, ибо тогда завтра отменят лекции. Однако настоящий физик даже о солнечном ударе не может говорить, забывая о физике. Сегодня трудно восстановить, кому из студентов первому пришла в голову идея об истинном источнике энергии пылающего над головой Солнца. Во всяком случае, вряд ли кто обвинит нас, если мы домыслим сцену…

— Клянусь рефератом, который нужно завтра представить, это… — Фриц Хоутерманс, а именно так звали одного из студентов, показал рукой на Солнце, — это не костер из буковых поленьев.

— Пожалуй, — подхватил его приятель, — он бы давно погас, и сегодня не было бы такой сумасшедшей жары.

Приятеля Ф. Хоутерманса звали Аткинсон. Он только что приехал из Кембриджа, где все были увлечены удивительными опытами Э. Резерфорда по атомным превращениям. Может быть, также в шутку высказался он за то, что кавендишские атомные превращения, рождающие столь горячие споры, и жаркие процессы внутри Солнца должны иметь какую-то связь! Ф. Хаутерманс подхватил идею.

— Конечно, легкие элементы сливаются, образуют более тяжелые, а освободившаяся энергия печет нам головы…

Может быть, именно с этого случайного разговора и началась серьезная работа обоих физиков над проблемой теории термоядерных процессов в недрах Солнца. Над ней сломано было немало зубов и копий. Предположить, что энергия Солнца обязана слиянию атомов водорода и образованию более тяжелого гелия, было слишком мало. Следовало доказать, что эта гипотеза имеет под собой твердую почву. Ведь для синтеза легких ядер нужна чудовищная температура. Обеспечивает ли Солнце требуемые условия при каких-то 6 тысячах градусов на поверхности?

«Что значит каких-то? — вправе обидеться читатель, знакомый с достижениями техники электро- и газовой сварки. — Нам бы такую!» Так-то оно так. Нам-то бы неплохо, а вот термоядерным реакциям ни к чему. «Термояду» при 6 тысячах градусов холодно. Реакции не желают при этом проистекать. А как же быть с источником солнечной энергии?..

Тут к этой проблеме совсем с другого бока подобрался Артур Стенли Эддингтон, замечательный английский астроном, астрофизик, сделавший очень много как в самой науке, так и в ее популяризации.

После того как Петр Николаевич Лебедев открыл и измерил световое давление, никто из физиков в общем-то не знал, что с этим давлением делать. Многие считали, что столь ничтожная сила не может играть существенной роли в жизни космических небесных объектов. Но А. Эддингтон построил именно на ней свою теорию равновесия звезд. Он одним из первых пришел к мысли, что там, где энергия излучается в космических масштабах, световое давление, вкупе с обычным газовым давлением, могут уравновесить гигантскую силу тяжести, развиваемую огромной массой звезды. Работая над своей теорией, А. Эддингтон подумал: а не влияет ли масса вообще на физическое состояние раскаленных газовых шаров, которые мы называем звездами? Эта мысль окрепла, превратилась в убеждение в конце концов, подтвержденная теорией и наблюдениями, стала важным космогоническим законом.

Не стоит перечислять все научные работы президента Королевского астрономического общества А. Эддингтона. Многие из них выходят за рамки, ограниченные темой нашей книги. Для нас важно знать, что, пользуясь выведенными соотношениями и зная массу, а следовательно, и тяготение Солнца, А. Эддингтон рассчитал давление, необходимое для уравновешивания сил тяготения, а затем и температуру в недрах нашего светила, способную обеспечить требуемое давление. Получилась поистине астрономическая цифра в 15 миллионов градусов. Читатель, даже привыкший к масштабности шкалы цифр наших дней, поневоле должен затаить дыхание. Особенно если учесть, что согласно последним расчетам уже наших дней эта цифра поднялась еще выше и перевалила за 21 миллион.