[вернуться к содержанию сайта]

    В 1784 г. английский юноша Джон Гудрайк, занявшийся систематическими поисками переменных звёзд, обнаружил изменения блеска звезды Дельта в созвездии Цефея. В том же году его друг, такой же любитель астрономии, Эдуард Пиготт открыл аналогичные колебания блеска звезды η Орла. Характер этих колебаний был почти одинаков у обеих звёзд, но зато резко отличался от изменений блеска Алголя и открытой Гудрайком в том же году β Лиры. Блеск δ Цефея и η Орла изменялся плавно, но увеличение его происходило примерно вдвое быстрее, чем уменьшение (рис. 20). По названию созвездия Цефея, в котором была открыта первая звезда этого типа, подобные ей переменные звёзды стали называться цефеидами.

Рис. 20. Кривая блеска δ Цефея (вверху) и кривая изменения её лучевых скоростей (внизу).

    Удивительна судьба Гудрайка. Глухонемой от рождения, он сумел в 18 лет открыть первую короткопериодическую переменную звезду (Алголь), объяснить причины изменения её блеска, открыть затем переменные звезды β Лиры и δ Цефея. В 19 лет он был награждён за эти открытия золотой медалью Королевского общества (т.е. Академии наук Великобритании), а в 21 год был избран его действительным членом. А через две недели после своего избрания он скончался. Но имя его можно найти в любом учебнике астрономии, в любой книге, где говорится о звёздах.

    Между тем открытия цефеид продолжались, и к концу XIX в. их было обнаружено около тридцати. Все они отличались строгой периодичностью изменений блеска, периоды их заключались в пределах от 2 до 35 суток.

    В конце XIX и в начале XX в. применение фотографии резко изменило наши представления о количестве переменных звёзд вообще и цефеид в частности. Ежегодно стали открывать десятки цефеид, причём не только в нашей Галактике, но и в шаровых звёздных скоплениях, в Магеллановых Облаках и в других ближайших галактиках. К концу 30-х годов XX в. число открытых цефеид достигло тысячи, а в настоящее время их известно свыше пяти тысяч. Почему изменяли свой блеск цефеиды? Впервые этот вопрос был поставлен примерно спустя сто лет после их открытия. До этого цефеидам просто не придавали значения. Когда же учёные решили, что пришла пора ответить на вопрос, поставленный в начале абзаца, произошёл удивительный и весьма редкий случай в истории научных гипотез.

    Обычно (и мы уже привели тому немало примеров), когда хотят объяснить какое-то новое и ещё непонятное явление, самые первые предлагаемые гипотезы оказываются неверными. Их проверяют – новыми наблюдениями или теорией – и чаще всего отвергают, и только потом, в результате длительных усилий многих учёных, появляется верная гипотеза.

    С цефеидами все было наоборот. Самая первая гипотеза была верной, а целый ряд последующих (нередко появлявшихся на базе её критики) оказались неверными. И к старой гипотезе пришлось вернуться (не без боя), а затем усовершенствовать её, превратить в теорию.

    Первую гипотезу, объясняющую возможность изменения блеска звёзд их периодическими пульсациями, предложил в 1879 г. уже известный нам теоретик в области внутреннего строения звёзд А. Риттер. В серии своих публикаций (см. стр. 32) он доказал, что при известных условиях звезда может начать пульсировать. Пульсация происходит адиабатически (т.е. без затраты или притока тепла), одновременно во всей массе звезды и гомогенно, т. е. каждый объём звезды расширяется или сужается в одинаковом отношении. Риттер вывел и основные уравнения, описывающие процесс подобной пульсации.

    Интересно, что в своей работе Риттер исходил вовсе не из необходимости объяснить причину переменности цефеид (тогда и слова-то такого не было), а из теоретического анализа внутреннего строения звёзд.

    Его работа прошла незамеченной. Астрономы-наблюдатели не читали журнал “Wiedemann Annalen”, где публиковал свои статьи Риттер, а физики-теоретики ничего не знали о цефеидах. О работе Риттера вспомнили лишь много лет спустя.

    В 1894 г. астрофизик Пулковской обсерватории А.А. Белопольский, искусный спектроскопист, обработав спектральные наблюдения δ Цефея и η Орла, обнаружил периодическое изменение лучевых скоростей обеих звезд. Изменение происходило синхронно с изменением блеска (рис. 20). Кривая лучевых скоростей напоминала зеркально отражённую кривую блеска. Это означало, что момент максимума блеска совпадает с наибольшей скоростью приближения звезды к нам.

    А.А. Белопольский объяснил это явление обращением звезды по эллиптической орбите вокруг более слабой компоненты, спектр которой не обнаруживается. Он даже вычислил элементы эллиптической орбиты для десятка изученных им цефеид. Сделать это было сравнительно нетрудно по кривой лучевых скоростей – дело в том, что при некоторой ориентировке и размерах орбиты можно получить такие же кривые лучевых скоростей, какие давали наблюдения.

    Труднее было объяснить причину столь же регулярных колебаний блеска. Белопольский понимал, что их нельзя объяснить затмением, как в случае Алголя или изученной им же β Лиры. Он сделал предположение, что изменение блеска происходит потому, что звезда имеет на поверхности более светлые и более тёмные места, причём она обращена к своему невидимому спутнику одной стороной.

    В своей докторской диссертации, озаглавленной “Исследование спектра переменной звезды δ Цефея”, А.А. Белопольский высказал именно это предположение. Диссертация была закончена и опубликована в 1895 г., но её защита состоялась уже в 1896 г. Первый оппонент, директор Московской обсерватории В.К. Цераский отметил тщательность выполнения и обработки наблюдений δ Цефея, использование нового метода, основанного на практическом применении принципа Доплера–Физо в астрономии, многие интересные дополнительные результаты, полученные А.А. Белопольским из анализа лучевых скоростей звёзд (он впервые вычислил из этих наблюдений среднюю скорость движения Земли вокруг Солнца и солнечный параллакс).

    Вторым оппонентом был крупный русский физик, профессор Н.А. Умов. Выйдя на трибуну, он сказал:

    – Я также почту своим приятным долгом отметить здесь тщательность, даже скрупулезность выполнения г-ном Белопольским спектральных наблюдений этой звезды и их последующей обработки. Однако я никак не могу согласиться с тем объяснением, которое автор диссертации даёт наблюдаемым явлениям. Совершенно непонятно, какие причины могут придать одним местам звезды большую, а другим – меньшую яркость. Мне представляется, что причину одновременного изменения яркости звезды и смещения линий в её спектре следует искать в другом явлении – в периодической пульсации звезды.

    Так пульсационная гипотеза была предложена вторично, причём на этот раз в прямом приложении к цефеидам. И снова ей не повезло. Ни Умов, ни кто-либо другой не взялся за её разработку. Белопольский тоже не принял этой точки зрения и по-прежнему рассматривал цефеиды как тесные двойные системы. Он продолжал собирать наблюдательный материал. В 1896 и 1899 гг. он опубликовал свои исследования η Орла и ζ Близнецов, затем вновь вернулся к изучению δ Цефея. В 1912 г. он заподозрил наличие изменений интенсивности линий поглощения в её спектре. Спустя год сотрудница Белопольского И.Н. Леман подтвердила этот факт, означавший, что температура поверхности звезды изменяется с тем же периодом, причём максимальная температура совпадает по времени с максимумом блеска.

    Тогда же, в 1912 г., было сделано ещё одно важное открытие, связанное с цефеидами. Сотрудница Гарвардской обсерватории мисс Генриетта Ливитт обнаружила, что периоды цефеид в Малом Магеллановом Облаке связаны простой степенной зависимостью с их блеском (максимальным и минимальным). Чем больше блеск звезды, тем больше у неё период. Но Магеллановы Облака настолько удалены от нас, что различием расстояний до находящихся в них цефеид можно пренебречь. Поэтому мисс Ливитт сделала правильный вывод, что период изменения блеска цефеид связан с их светимостью. Но это соотношение можно было распространить и на цефеиды нашей Галактики. Это было сделано датским астрономом Эйнаром Герцшпрунгом (одним из авторов Г–Р-диаграммы) и американским астрономом, директором Гарвардской обсерватории Харлоу Шепли, который прокалибровал зависимость “период–светимость” у цефеид и установил её нуль-пункт. С тех пор эта зависимость стала мощным средством определения расстояний до других звёздных систем: рассеянных и шаровых звёздных скоплений и далёких галактик.

    Ещё в 1895 г. астроном той же Гарвардской обсерватории С. Бейли обнаружил несколько цефеид с очень коротким периодом в шаровом звёздном скоплении ω Центавра. Вскоре они были обнаружены и в других шаровых скоплениях, а также в нашей Галактике. Сейчас их известно около четырёх тысяч, из них две трети принадлежат нашей Галактике. Периоды изменения блеска у этих звёзд (их принято называть звёздами типа RR Лиры по имени звёздочки 8-й величины, открытой в 1899 г.) заключены в пределах от 88 минут (!) до 40 часов. Помимо краткости периода, звёзды типа RR Лиры отличаются от “классических” цефеид формой кривой блеска, пространственным распределением в Галактике и ещё тем, что их светимость практически одинакова и не зависит от периода. Это, однако, не только не мешает, но облегчает использование звёзд типа RR Лиры для определения расстояний, так как не надо знать точной “величины периода, а лишь убедиться в том, что данная звезда принадлежит к этому типу.

    Вернёмся, однако, к проблеме объяснения переменности цефеид. На протяжении почти двадцати лет астрономы и физики пытались решить эту проблему, исходя из гипотезы тесных двойных звёзд. В 1900 г. Карл Шварцшильд обнаружил на основе фотометрических наблюдений в разных участках спектра, что цефеиды изменяют свой цвет, а значит, и температуру (этот результат был, как мы помним, вскоре подтверждён работами А.А. Белопольского и И.Н. Леман). Отсюда он сделал вывод, что причиной изменения блеска цефеиды является изменение её температуры. Эдди полагал, что последнее вызывается приливами, возбуждаемыми в яркой звезде её темным спутником при приближении к периастру. Робертс считал, что в периастре спутник сам становился видимым благодаря отражению им света главной звезды. X. Кэртис предложил гипотезу о сопротивляющейся среде, которая разогревает переднюю полусферу звезды при её ускоренном движении вблизи периастра. Дункан, поддерживая эту идею, усложнял её введением предположения о том, что атмосфера главной звезды имеет переменную поглощательную способность. Искусственность всех этих гипотез была очевидна. Установление связи изменений радиальных скоростей и температур с колебаниями блеска, с одной стороны, и открытие зависимости “период–светимость”, с другой, подготовили почву для нового, третьего по счёту выдвижения пульсационной гипотезы. Оно было сделано в 1913 г. английским астрономом Г. Пламмером и годом позже – X. Шепли.

    X. Шепли обратил внимание на большую светимость цефеид, в 100–10000 раз превосходящую светимость Солнца. Учитывая, что они в основном принадлежали к спектральным классам F и G, Шепли подсчитал, что их радиусы должны равняться примерно (25÷30)R_¤. Но если считать эти звёзды спектрально-двойными, то получалось, что большие полуоси их орбит должны были быть в 10 раз меньше радиусов самих звёзд! Другое, очень сильное возражение против гипотезы Кэртиса привёл уже в 1922 г. голландский астроном А. Паннекук: в случае движения в сопротивляющейся среде периоды цефеид должны постепенно изменяться, что противоречило наблюдениям.

    Шепли, перечислив трудности гипотезы двойственности цефеид, советовал окончательно от неё отказаться и принять пульсационную гипотезу. Однако он сам подчеркнул её неопределённость, связанную с недостатком имевшихся к тому времени знаний о внутреннем строении звёзд. Ни Шепли, ни Пламмер не попытались дать математической теории пульсаций.

    За физико-математическую разработку пульсационной гипотезы взялся, начиная с 1917 г., А. Эддингтон. В своей первой статье он подверг проблему пульсаций всестороннему анализу и тогда же обратил внимание на то, что процесс пульсаций должен поддерживаться за счёт затраты какой-то энергии. Самопроизвольные пульсации, которые могли бы возникнуть из-за отсутствия равновесия между давлением внешних слоёв и суммой газового и лучистого давления, должны сравнительно быстро затухать.

    Рассмотрим процесс пульсаций по Эддингтону. Пусть давление внешних слоёв в некоторый момент окажется больше внутреннего давления (под ним мы будем подразумевать сумму газового и лучистого давления). Звезда начнёт сжиматься. Но от сжатия недра звезды разогреваются. При более высокой температуре давление газа возрастает (оно пропорционально температуре), увеличивается и давление излучения. Внутреннее давление теперь превосходит внешнее, и звезда начинает расширяться. Но при расширении температура падает, значит, уменьшается и внутреннее давление, внешнее снова начинает преобладать, и весь процесс повторяется.

    В общем случае пульсацию звезды можно описать двумя дифференциальными уравнениями второго порядка, из которых одно описывает изменение расстояния каждой частицы звезды от её центра, а второе – изменение энергии, приходящейся на единицу массы. Решить эту систему в общем виде было невозможно. Эддингтон, как и до него Риттер, ввёл существенное упрощение: он предположил, что пульсация происходит без отдачи энергии, т.е. адиабатически. Это позволило избавиться от второго уравнения. Кроме того, сразу можно было положить, что давление p ~ ρ^γ (ρ – плотность, γ – показатель адиабаты). Но, в отличие от Риттера, рассматривавшего однородную модель звезды, Эддингтон использовал свою стандартную модель, развитую им при разработке теории внутреннего строения звёзд. Задав распределение плотности внутри звезды, он решил уравнение пульсации и, что самое важное, получил зависимость периода P от средней плотности звезды ρ, прекрасно согласующуюся с тем, что давали наблюдения. Она имеет вид P²ρ = const. В другой работе Эддингтон показал, что наблюдаемая асимметрия кривых блеска и лучевых скоростей может быть получена как следствие его теории.

    Успех теории был вне сомнений. Но оставалось ещё много неясностей. Прежде всего, блеск звезды определяется температурой её поверхности (фотосферы), а не внутренних слоёв, тогда как пульсации зарождаются именно в недрах звезды. Кривая лучевых скоростей относится к ещё более наружным слоям – к хромосфере звезды, потому что именно в ней образуются наблюдаемые нами линии поглощения.

    Вторая трудность состояла в том, что максимальный блеск звезды не соответствовал по времени наибольшему сжатию, как, казалось бы, должно было быть, а отставал от него на четверть периода, но зато совпадал с наибольшей скоростью расширения звезды.

    Правда, во второй своей работе Эддингтон показал, что рассеяние (диссипация) энергии в поверхностных слоях звезды, происходящее за счёт процессов теплопроводности и излучения, должно привести к запаздыванию максимального блеска против момента наибольшего сжатия, но не на четверть периода, а гораздо меньше.

    Теория Эддиигтона была признана большинством учёных. Но, конечно, у неё нашлись и критики, и противники. И первым среди них был... ну, конечно, же, постоянный оппонент Эддиигтона, Дж. Джинс. В 1926 г. он выдвинул пять возражений против теории Эддиигтона. Вот эти возражения:

    1. Уже описанное запаздывание максимального блеска на четверть периода против стадии наибольшего сжатия.

    2. Асимметричная форма кривой блеска (согласно теории адиабатических пульсаций она должна быть симметричной).

    3. Внутреннее трение должно постепенно тормозить пульсации, и звезда не сможет пульсировать более 100000 лет. Но это – слишком короткий срок, чтобы объяснить сравнительное обилие цефеид.

    4. Количество цефеид должно возрастать с уменьшением амплитуды изменения их блеска (малые пульсации более вероятны, чем большие), но наблюдения этого не подтверждали.

    5. У газовых шаров должны появляться вторичные колебания радиуса, несоизмеримые с периодом основной пульсации, но в действительности у цефеид происходит лишь одно колебание со строго определённым периодом.

    Эддингтон принял вызов. В 1928 г. он смог доказать, что если в недрах звёзд действует некий механизм, поддерживающий пульсацию, то возражения 3 и 5 устраняются. Эддингтон подсчитал, что энергия, необходимая для поддержания пульсаций, невелика сравнительно с энергией излучения звезды, составляя лишь доли процента общего расхода энергии. Так, для поддержания пульсаций самой δ Цефея нужно всего 0,5 эрг/г·сек, тогда как за счёт излучения эта звезда тратит 160 эрг/г·сек. Наличие подобного механизма (который пока оставался неизвестным) устраняло и возможность возникновения самопроизвольных побочных пульсаций, так как они были бы быстро подавлены основным процессом.

    Что касается возражений 1 и 2, то тут, как это ни странно, сами трудности пульсационной теории обернулись в её защиту, поскольку наблюдаемые нами изменения блеска и лучевых скоростей связаны с явлениями, происходящими на разных уровнях (в фотосфере и хромосфере звезды), и “не обязаны” в точности повторять развитие процесса пульсации звёздных недр. Но, разумеется, этих качественных соображений было недостаточно. Требовалась строгая математическая теория всего наблюдаемого комплекса явлений.

    Оставалось возражение 4, но и оно было устранено в 30-х годах благодаря исследованиям X. Шепли, Г. ван Гента, П.П. Паренаго и Б.В. Кукаркина, которые по различному материалу доказали, что как в нашей Галактике, так и в Магеллановых Облаках число цефеид быстро возрастает с уменьшением амплитуды изменений блеска.

    Задача была нелёгкой. Нужно было объяснить не просто красное смещение, а смещение, возрастающее пропорционально расстоянию (закон Хаббла). Идею одного такого объяснения выдвинул ещё в 1929 г. наш известный спектроскопист академик А.А. Белопольский. Он предположил, что частота (а значит, и энергия) фотонов убывает по мере их движения в пространстве, причём так, что изменение частоты пропорционально пройденному расстоянию. A.А. Белопольский не дал, однако, никакого физического обоснования этой гипотезы.

    Дело в том, что фотон не может расходовать энергию “просто так”. По закону сохранения энергии он должен передавать её другой частице, например электрону. Такое явление действительно может происходить и носит название эффекта Комптона или комптоновского рассеяния в честь американского физика А. Комптона, впервые наблюдавшего его в 1923 г. Однако из теории эффекта Комптона следовали два неприятных вывода (с точки зрения объяснения им красного смещения): во-первых, изменение длины волны Δλ, при комптоновском рассеянии не зависит от самой длины волны λ; во-вторых, при рассеянии на электроне фотон изменяет направление своего движения. Последнее означало, что для нас, земных наблюдателей, изображения далёких галактик должны были представляться нечёткими, размытыми, и тем сильнее, чем дальше галактика. Но ничего подобного в действительности не наблюдалось.

    В другом варианте этой гипотезы рассматривалось спонтанное (самопроизвольное) расщепление фотонов. Однако советский физик М.П. Бронштейн ещё в 1936 г. показал, что и в этом случае не выполняется постоянство отношения Δλ/λ, а главное, вероятность такого распада фотонов зависит от длины волны, чего не должно быть.

    В 1938–1940 гг. советский астроном А.Ф. Богородский предпринял самую серьёзную попытку обосновать гипотезу “старения” фотонов. Он исходил из того, что фотон сам имеет массу, а значит, и гравитационное поле. Но, будучи гравитирующей частицей, фотон движется с той же скоростью, с какой распространяются гравитационные волны. Эта особенность, согласно А.Ф. Богородскому, находит своё выражение в особом роде “гравитационной самоиндукции”, которая вызывает постепенную потерю энергии и “старение” фотона. Теряемые фотоном энергия и импульс передаются окружающей среде. Богородский получил примерную пропорциональность красного смещения расстоянию, но не смог дать приемлемое физическое обоснование коэффициента пропорциональности.

    В 1945 г. возможность потери энергии фотоном за счёт излучения гравитационных волн исследовал советский физик Л.М. Бреховских. Он пришёл к выводу, что такой эффект существует, но слишком слаб, чтобы объяснить наблюдаемые смещения линий.

    В сороковые годы гипотеза “старения” фотонов получила в нашей стране известную популярность, и её даже пытались выдавать за реальный путь к решению проблемы красного смещения. Но развитие радиоастрономии позволило обнаружить красное смещение и в области радиоволн, а затем строго доказать постоянство отношения Δλ/λ по всему спектру. К концу 50-х годов были найдены решающие доказательства того, что красное смещение имеет доплеровскую природу, т.е. что галактики действительно разбегаются (мы расскажем об этих доказательствах немного позже). Интерес к гипотезе “старения” фотонов резко упал. И вдруг в середине 60-х годов старая гипотеза вновь была извлечена из архива науки. Толчком к этому явилось представление о существовании гравитонов – элементарных частиц гравитации (подобно тому как фотоны – элементарные частицы электромагнитного излучения). Впервые на возможность квантования гравитационного поля, т. е. испускания гравитационных волн порциями, квантами, указал ещё в 1936 г. уже упоминавшийся ленинградский физик М.П. Бронштейн. В 50-е и 60-е годы эта точка зрения получила значительное развитие в работах советских физиков Д.Д. Иваненко и К.П. Станюковича.

    Но хотя из теории гравитонов вовсе не следовала гипотеза “старения” фотона, ряд зарубежных физиков (среди них – один из создателей квантовой механики, Луи де Бройль) вновь обратился к этой гипотезе. Увы, в их работах не было ничего нового, за исключением того, что потери энергии фотонов при их движении происходят не непрерывно, а порциями (в виде гравитонов). Получается, что фотон всё время испускает гравитоны.

    Здесь надо прежде всего заметить, что существование гравитонов пока ещё экспериментально не установлено, хотя весьма вероятно. Поэтому проверить такую гипотезу пока нельзя. Зато выяснить, связано ли красное смещение в спектрах галактик с их удалением (т. е. с эффектом Доплера) или же с другим, не доплеровским явлением, было возможно, особенно после развития методов радиоастрономии. И данные наблюдений сказали здесь, как и в других подобных ситуациях, своё решающее слово. Оно было против гипотезы “старения” фотонов, за разбегание галактик, за объяснение красного смещения эффектом Доплера. Но, прежде чем предоставить слово данным наблюдений, мы должны познакомить вас с ещё одной теорией, бывшей в течение почти 20 лет серьёзной соперницей теории расширяющейся Вселенной.

Дата установки: 15.04.2014
Последнее обновление: 07.05.2014
[вернуться к содержанию сайта]

W