Главное меню



Первые теоретические модели звезд


Первым, кто во всеоружии высшей математики, используя новейшие достижения физики, попытался проникнуть в область звездных недр, был выдающийся английский астрофизик и физик-теоретик Артур Стэнли Эддингтон (1882—1944). В 1916—1918 гг. он развил первую, учитывающую «новую физику XX века», теорию внутреннего строения звезд. Основой ее стала термодинамическая теория лучистого равновесия, успешно примененная в 1906 г. к звездным атмосферам К. Шварцшильдом, а также экспериментальное открытие П. Н. Лебедевым светового давления на газы (1908). Руководящими для Эддингтона стали и два гениальных умозрительных заключения Джинса — о близости вещества в звездных недрах к состоянию идеального газа и о внутриатомной природе источников звездной энергии. Полагая, что ни один элемент не преобладает в звезде, Эддингтон оценил главный физический параметр такого «электронно-ядерного» газа — средний атомный вес его частиц — как близкий к 2. В дальнейшем выяснилось, что в подавляющем большинстве звезд в сильной степени преобладает водород. Так что указанный параметр для них почти равен 0,5. Опираясь на эти представления, Эддингтон распространил теорию лучистого равновесия на внутренние части звезды. Он сделал вывод о существенной роли в звездных недрах светового давления, которое, наряду с обычным газовым давлением, должно уравновешивать тяготение вещества звезды. На этих основаниях Эддингтон построил первую математическую теорию равновесной газовой излучающей звезды. Он сделал важный вывод (1924) о существовании определенной связи между массой, температурой и светимостью звезды. Эта связь блестяще подтвердилась для звезд «главной последовательности» (термин Эддингтона) на диаграмме Герцшпрунга — Рессела. Таким образом, получил объяснение тот загадочный факт, что по своим массам звезды различаются самое большее в тысячи раз, тогда как по светимостям «сверхгиганты» превосходят «карликов» в миллиарды раз! Эддингтон рассчитал диаметры звезд — красных гигантов (более 1 млрд. км), подтвердившиеся в дальнейшем иитерферометрическими измерениями. Для спутника Сириуса, «белого карлика», он впервые дал количественную оценку гигантской плотности таких звезд (у Сириуса В — около 50 кг/см3). В 1918—1919 гг. Эддингтон построил первую теорию цефеид — физических переменных звезд, которые стали вскоре «маяками Вселенной».


Работы Эддингтона о внутреннем строении звезд сыграли существенную роль в развитии представлений и об их эволюции. Так, он пришел к важному в космогоническом отношении заключению о том, что физическое состояние различных звезд зависит прежде всего от их массы. Лишь в случае массивных звезд-гигантов мощное лучевое давление в их недрах почти уравновешивает силу тяжести, и небесное тело «сверхкритической» массы перестает быть устойчивым («эддингтоновский предел»). Это объясняло, почему не встречаются звезды сколь угодно большой массы. Развивая эволюционную теорию Рессела, Эддингтон, на основе представлений о внутриатомном характере источников звездной энергии, высказал убеждение, что подобные источники могут «включаться» лишь по достижении в недрах звезды весьма высокой «критической» температуры (по его оценке, в 32 млн. градусов), которая в дальнейшем автоматически поддерживается. Идея критической температуры оказалась верной и счастливым образом близкой (даже в количественном отношении) к современным оценкам внутризвездных температур, обеспечивающих основные ядерные реакции в звездных недрах. Прочно вошло в астрономическую картину мира и представление о равновесной длительно и устойчиво излучающей газовой звезде как основном элементе мироздания. Эддингтон развил также теорию образования линий поглощения в спектрах звезд, а в 1926 г. окончательно показал, что узкие стационарные линии ионизованного кальция в спектрах некоторых горячих звезд-гигантов принадлежат не звезде, а межзвездным облакам диффузной материи. Особой научной заслугой Эддингтона является его первое в истории науки наблюдательное подтверждение общей теории относительности Эйнштейна во время полного солнечного затмения 29 мая 1919 г. Значительное внимание Эддингтон уделял проблеме эволюции Вселенной в целом. Он одним из первых поддержал идею конечного времени расширения Вселенной.

 

Класс Ракообразные

Общая характеристика класса. Класс включает более 40 тыс. водных членистоногих, большинство которых обитает в морях, реже в пресных водоемах и лишь немногие из них освоили влажные наземные местообитания. Образ жизни плавающий, ползающий, реже прикрепленный; имеются паразитические формы. Несмотря на различное количество сегментов тела (от 10 до 50) и разнообразие внешней ...

To have has got

В разговорной речи для выражения значения 'иметь, обладать' в настоящем времени употребляется оборот 'to have/ has got': HAVE (хэв), HAS (хэз), GOT (гот). I/ you/ we/ they/ you HAVE(got). He/ she/ it HAS(got). He has got an interesting book = У него есть интересная книга. I have got two sons = У меня (есть) два сына. They have got a lot of English books = У них есть много английских книг. Можно делать сокращения : He's got an interesting book. I've got two sons. They've got a lot of English ...

Подготовительный период

Подготовительный период 1) АЗБУКА – К МУДРОСТИ СТУПЕНЬКА. ПТИЧЬЯ ШКОЛА. Б.Заходер. На старой липе во дворе Большое оживленье. Повесил кто-то на заре Такое объявленье: «Открыта школа для птенцов! Занятия – с пяти часов. Здесь можно даже летом Учиться всем предметам!» Давайте, ребята, и мы посетим Лесную школу. - Работа по картине «Лесная ...

Черные дыры во Вселенной

В научно-популярной литературе, статьях о Вселенной часто можно встретить термин «черная дыра». У читателя, впервые прочитавшего это словосочетание, сразу возникает образ, скажем, отверстия в стене, отгораживающей темную комнату, иначе, обыкновенная дырка. Упоминание о дырах во Вселенной, первоначально также ассоциируется с неким отверстием в небесах. Последнее ...