Эволюция небесных тел

Эволюция небесных тел, предмет той части астрономии, которая, с одной стороны, более под именем происхождения вселенной или космогонии, естественно возбуждала внимание даже малокультурных народов, приведшее к созданию у многих из них своеобразных взглядов и легенд о происхождении мира, и которая, с другой стороны, для своего строго научного разрешения требует так много предварительных знаний о теперешнем состоянии отдельных небесных тел, что даже и в наше время нет возможности иметь одну общепризнанную теорию эволюции небесных тел, и пессимистическое выражение Джинса, одного из главных современных исследователей относящихся сюда вопросов, что «время для выводов космогонии еще не пришло», выражает лишь действительное положение вопроса. Без сомнения, однако, прав и А. Пуанкаре, когда он говорит: «Вопрос о происхождении мира во все времена занимал всех мыслящих людей; невозможно созерцать картину звездной вселенной, не спрашивая себя, как она создалась; прежде чем искать ответ на этот вопрос, нам, может быть, следовало бы терпеливо ожидать, пока соберутся данные, позволяющие серьезно надеяться на его разрешение; но если бы мы были столь благоразумны, если бы мы были любопытны без нетерпения, вероятно нам никогда не удалось бы создать науку, и мы продолжали бы жить своею маленькой, будничной жизнью».

Конечно, сколько-нибудь научные теории или гипотезы об эволюции небесных тел возможны лишь тогда, когда уже стали известны те законы природы, те силы природы, которые играли роль в развитии рассматриваемой группы небесных тел, и когда сколько-нибудь известно современное физическое состояние этих тел. Поэтому понятно, что вопрос о происхождении тел солнечной системы раньше мог быть подвергнут научному исследованию, чем вопрос о происхождении, образовании и развитии звезд.

Нужно, однако, заметить, что первая достаточно по своему времени научная космогоническая гипотеза касалась не только узкого вопроса о происхождении солнечной системы, но широко охватывала все вопросы, относящиеся к эволюции небесных тел. Она принадлежит не астроному, а философу — И. Канту, и была напечатана в 1755 году без имени автора под заглавием: «Общая естественная история и теория неба, или опыт об устройстве и механическом происхождении всего мироздания на основании ньютоновых законов». Автор, прежде всего, указывает на сравнительную простоту этой задачи, если исходить из того положения, что «дана материя, которая по существу одарена силой притяжения», по сравнению с задачей объяснить происхождение животных и растений из неорганизованной материи. Эту мысль он облекает в знаменитую форму: «Дайте мне материю, я построю из нее мир, то есть я покажу вам, как из нее должен образоваться мир». Исходя, действительно, из хаоса, в котором при отсутствии какой-либо системы или упорядоченности имеются, однако, более плотные и более легкие элементы, Кант пытается указать, как вследствие взаимного притяжения частиц материи образуются центры скопления материи — вращающиеся солнца, как из них образуются звездные системы, как вокруг солнц могут возникнуть планетные системы. Он отнюдь не считает теперешнее состояние звездной вселенной неизменным; напротив, подчеркивает, что «творение» (по смыслу этого слова нужно было бы лучше сказать «образование») никогда не прекращается; некогда оно началось, но никогда не прекратится; образование систем в одной части вселенной сопровождается гибелью миров, от столкновения их, в другом месте. Главная ценность рассуждений Канта заключается именно в точной постановке вопроса и в развитии общих космогонических идей, и с этой точки зрения его философия сохраняет значение и до настоящего времени. С чисто механической точки зрения его рассуждения не везде соответствуют теоремам механики. В конце XVІІІ века была опубликована знаменитая гипотеза Лапласа (подробнее о гипотезе Канта-Лапласа см. XXV, 268/69), безраздельно владевшая умами почти сотню лет, но к концу XIX века стало появляться много новых гипотез для объяснения происхождения солнечной системы, и создание их продолжается и в нашем веке.

 Однако, прежде чем перейти к этим гипотезам, последовательнее, кажется, начать с вопросов, касающихся звезд. Сколько-нибудь серьезное теоретическое рассмотрение относящихся сюда вопросов, основанное и на достаточном количество фактов и на достаточно полном учете влияния различных сил природы, играющих здесь роль, можно было серьезно поставить лишь со второй половины XIX века, после того, как исследования спектров звезд дали первые указания на различие физических свойств у разных звезд. Произведенные с тех пор исследования физических характеристик отдельных звезд (их температуры, массы, абсолютной яркости, размеров, средней плотности) в связи с развитием наших сведений о структуре материи (атом, как подобие солнечной системы, с ядром положительного электричества и электронами, вращающимися вокруг ядра) позволили теоретически вывести некоторые следствия, характеризующие эволюцию если не каждой звезды, то, по крайней мере, некоторой средней, типической звезды. И одно время, лет десять тому назад, главным образом благодаря исследованиям Эддингтона, казалось, что о развитии типической звезды можно говорить с гораздо большей уверенностью и определенностью, чем о развитии планетной системы. Однако, за последние годы более строгий и тщательный разбор привходящих сюда вопросов в связи с новыми результатами наблюдений обнаружил достаточно неясных, спорных деталей, так что теперь прежняя ясность вопроса значительно затуманилась, прежняя определенность воззрений исчезает, и наряду с воззрениями Эддингтона теперь мы имеем воззрения Джинса, Мильна и других исследователей этих в высшей степени трудных вопросов.

В существенных чертах эта история воззрений на развитие звезд заключается в следующем. После того, как была создана классификация звездных спектров, в особенности последовательная и теперь общепринятая Гарвардская классификация (см. ХХI, 31/32), стало общим мнением, что типичные спектры звезд, начиная с В и продолжая через А, F, G, K до М, которым соответствует падение температуры поверхности звезды, начиная примерно с 25, через 11, 8, 6, 4 до 3 тысяч градусов, представляют историю развития средней звезды, начиная с первоначального состояния ее с высокой температурой поверхности до того состояния, при котором температура вследствие потери тепла через лучеиспускание падает до 3 000°, то есть до пределов, уже достижимых в земных лабораториях, хотя на земной масштаб и очень высоких. Было, однако, совершенно неясно, откуда же и как берется начальная, очень высокая температура. Было естественно сохранить прежнее воззрение, идущее еще от Канта и Гершеля, что звезды образуются из туманностей, но непрерывного перехода от спектров звезд к спектру туманностей не находилось (его нет и по настоящее время), и вопрос был неясен.

Тогда, в конце XIX века, Норман Локиер предложил иную теорию эволюции звезд. По его воззрению, звезда образуется из огромного роя метеоров, которые вследствие взаимного тяготения постепенно все более сближаются до возникновения столкновений между ними (начало свечения звезды), которые, все учащаясь, доводят температуру до высокого предела, но затем начинает брать верх потеря тепла через лучеиспускание, и температура звезды постепенно падает. Следовательно, если мы имеем некоторую температуру звезды, не предельно высокую, то она может соответствовать одной из двух стадий развития звезды: либо с повышающейся, либо с понижающейся температурой. И Локиер подметил, что, например, красные звезды со спектрами, сходными в главных чертах, можно, однако, разделить на два класса, различающиеся лишь немногими и не бросающимися в глаза линиями спектра: один класс со звездами, у которых в процессе эволюции температура возрастает, и другой, у звезд которого она убывает. Эта теория не была, однако, принята в свое время всеми астрономами, так как основания ее казались недостаточно убедительными.

Между тем, благодаря увеличению точности определения взаимного расположения звезд на небе, в особенности вследствие построения длиннофокусных труб и применения фотографии, с конца прошлого века и особенно в нашем веке стало быстро расти число звезд, для которых оказалось возможным определить их расстояние от Солнца путем измерения годичного параллакса (см.). А так как определение их кажущейся яркости не представляет особых затруднений, то все больше становилось известно звезд, для которых можно определить их действительную яркость, например, сравнительно с яркостью Солнца. В начале XX века Герцшпрунг впервые подметил, а затем Рэссель более подробными статистическими исследованиями подтвердил, что по абсолютной яркости звезды разделяются на две группы: в одну входят звезды всех цветов, спектров и температур, но все приблизительно одинаковой абсолютной яркости, примерно в 100 раз ярче Солнца; в другую группу входят звезды, у которых абсолютные яркости определенным образом связаны со спектром, а следовательно с температурой, а именно: звезды белые спектрального типа А имеют абсолютную яркость, как в первой группе; звезды желтые типа G, как Солнце, имеют абсолютную яркость, как Солнце; и звезды красные типа K-М имеют абсолютную яркость примерно в 100 раз меньше, чем Солнце. Первая группа получила название гигантов, вторая карликов; наше Солнце, поэтому, есть карлик. Нельзя сказать, что эти группы очень резко отделены одна от другой, но все же красные звезды бывают либо очень яркие (гиганты), либо очень слабые (карлики); промежуточных яркостей, около яркости Солнца, у красных звезд не бывает; у желтых звезд разница не так резка, но все же явственна; белые звезды принадлежат обеим группам; наконец, оказались еще звезды, преимущественно голубоватого цвета, которые в несколько сот раз ярче Солнца (так называемые сверхгиганты). Для этих замечательных соотношений между абсолютной яркостью, с одной стороны, и спектром, с другой стороны, вскоре же после обнаружения их было составлено и соответствующее теоретическое объяснение, применяя основную идею всяких космогонических теорий, а именно, что (см. космогония) существующие одновременно различные  состояния звезд представляют собой последовательные во времени состояния каждой из них или, по крайней мере, средней, типической звезды.

Уже ранее, в XIX веке, Риттер и Лэн показали теоретически, что газовый шар, вещество которого подчиняется в отношении плотности, упругости и температуры законам идеального газа (законы Бойля-Мариотта и Гей-Люссака), при лучеиспускании уменьшается в объеме, но температура его при этом повышается. На основания этого можно следующим образом представить себе эволюцию средней звезды: в начале это — огромный газовый шар сравнительно низкой (3 000°) температуры; он ярок, потому что огромен, хотя яркость квадратного метра на его поверхности не велика, потому что температура низка; звезда — красный гигант; с течением времени (много миллионов лет) он сжимается, но температура его повышается, и с ней увеличивается яркость квадратного метра поверхности и изменяется цвет звезды, она становится желтой, но по-прежнему яркой: убыль объема и площади компенсируется увеличением яркости квадратного метра площади; звезда — желтый гигант; с дальнейшим течением времени объем еще более уменьшается, но температура еще более повышается, цвет становится белым, яркость квадратного метра поверхности еще больше, и общая яркость приблизительно прежняя: белый гигант. Но здесь наступает изменение в дальнейшем ходе эволюции: вещество постепенно уже настолько уплотнилось, что перестает подчиняться законам идеального газа; при дальнейшем сжатии не происходит повышения температуры; напротив, продолжающееся излучение тепла вызывает охлаждение звезды, и она, переходя от белой к желтой и потом к красной, идет по линии карликов: уменьшение объема и параллельное уменьшение яркости квадратного метра поверхности ведет к значительному падению общей яркости; из белого гиганта звезда постепенными переходами становится желтым и затем красным карликом.

Эта теория в 1913-15 годах нашла себе общее признание, и мы видим, что она очень похожа на теорию Н. Локиера. Она указывает, что звезды-гиганты должны быть гигантами не только по яркости, но и по размерам. И действительно, существование огромных и именно красных звезд было подтверждено и другими соображениями, основанными на результатах наблюдений. Если мы знаем кажущуюся яркость звезды и ее расстояние от нас, то можно вычислить, во сколько раз она, скажем, ярче, чем наше Солнце. С другой стороны, если мы (по спектру) знаем ее температуру, то можно вычислить, во сколько раз один квадратный метр ее поверхности светит, скажем, ярче, чем квадратный метр поверхности Солнца. Сопоставляя общую яркость звезды и яркость квадратного метра ее поверхности (то и другое сравнительно с Солнцем), можно вычислить, во сколько раз поперечник звезды больше или меньше, чем поперечник Солнца. Таким сравнительно простым путем и было вычислено, что есть звезды, и именно красные, гигантских размеров, с поперечниками в 100, 200 раз более поперечника Солнца. В 1920-х годах эти вычисления были подтверждены еще прямым путем, когда при помощи интерферометра были измерены угловые диаметры некоторых звезд.

Кроме громадности звезд в начальной стадии их развития, приведенная теория гигантов-карликов предполагает еще и малую плотность звезды, по крайней мере, в той же начальной стадии ее развития. И в этом отношении некоторые довольно прямые результаты наблюдений соответствовали теории. Именно, изучение движений в системах двойных звезд (см. звезды, XXI, 36 сл.) привело астрономов к заключению, что по массам звезды мало разнятся друг от друга, что за немногими исключениями наиболее массивные звезды в 20-10 раз массивнее Солнца и что у наименее массивных масса в 10-20 раз меньше массы Солнца. Следовательно, при огромных размерах гигантов их средняя плотность получается действительно очень малой, в крайних случаях гораздо меньше плотности воздуха на поверхности земли. Независимо от этого, исследования звезд типа Алголя (см. звезды, XXI, 39) также могут доставить представление о средней плотности звезд и показывают, что наряду со звездами такой средней плотности, как наше Солнце, существуют звезды с гораздо меньшей плотностью, в крайних случаях меньше плотности воздуха. Таким образом, все подтверждало правильность теоретического объяснения гигантов и карликов — эволюцию типической звезды от красного гиганта до красного карлика.

Ко второму десятилетию XX века относится и начало работ Эддингтона о внутреннем строении звезд. Исходным положением и здесь было допущение, что звезда состоит из идеального газа. В каждом объеме, который мы можем мысленно выделить в любом месте внутри звезды, три фактора нужно принять во внимание: 1) давление, которое оказывают на этот объем выше (то есть дальше от центра) лежащие слои, — давление, происходящее от взаимного притяжения частиц по закону Ньютона; 2) температуру, по необходимости, как и давление, возрастающую к центру звезды; от давления рассматриваемый объем должен сокращаться, от температуры расширяться; 3) наконец, световое давление, стремящееся расширить объем звезды; так как температура внутри звезды во всяком случае достигает нескольких миллионов градусов, — чем ближе к центру, тем выше, — то лучи света, преимущественно испускаемые при этом, имеют крайне короткую длину волны (см. излучение, XXI, 480 сл., закон Вина), а следовательно должны при распространении внутри звезды в значительной мере поглощаться, и от допущения величины коэффициента поглощения их в значительной мере зависит эффект давления света, то есть расширение объема звезды. Определить же или знать наперед этот коэффициент поглощения мы не можем, и нельзя обойтись без той или иной гипотезы относительно его величины в различных частях звезды. Задача, поставленная Эддингтоном, заключается в том, чтобы, учитывая влияние указанных трех факторов, найти распределение внутри звезды температуры и давления, имея ввиду, что физическое состояние звезды во всех частях устойчивое, то есть звезда не находится, например, в процессе непрерывного расширения, что количество излучаемого ею тепла постоянно, что распределение плотности и температуры внутри звезды не изменяется прогрессивно — все это в пределах сравнительно небольшого промежутка времени, например, 10, 100, 1000 лет.

С некоторыми допущениями, без которых невозможно было решить составленные уравнения, Эддингтон пришел к заключению, что такой газовый шар может существовать лишь в том случае, если его масса заключается в известных пределах, а именно в пределах приблизительно от 10³² до 10³⁴ граммов; а масса Солнца равна как раз 2.10³³ гр. Таким образом, теоретически были определены пределы массы, при которой может существовать звезда как целое: приблизительно, от 10 раз больше Солнца до 10 раз меньше Солнца; они согласны (см. выше) с теми пределами массы звезды, какие получаются из наблюдений. При этом, между прочим, оказалось, что абсолютная яркость звезды зависит от ее массы.

Все эти рассуждения были проведены теоретически для звезд с малой средней плотностью, то есть находящихся в стадии гигантов. Но когда Эддингтон внес в диаграмму, показывающую связь между абсолютной яркостью и массой звезды, также и звезды заведомо не с малой средней плотностью, то оказалось, что и они отлично укладываются в одну кривую со звездами малой плотности. Получалось, следовательно, заключение, что и в звездах со значительной средней плотностью вещество ведет себя все же так, как идеальный газ, то есть как вещество, имеющее при обычных условиях земных лабораторий малую плотность.

Получался, физический парадокс. Разрешение его было найдено в следующем соображении, основанном на современных представлениях о строении атома. Как известно, для наглядного объяснения различных явлений, в особенности спектров различных химических элементов, было создано такое представление об атоме какого-либо элемента, что в нем вокруг центрального ядра, заряженного положительным электричеством, движутся, как планеты вокруг Солнца, но по гораздо более сложным путям и следуя более сложным законам движения, атомы отрицательного электричества, электроны. Таким образом, объем атома определяется не столько суммой объемов центрального ядра и электронов, сколько размерами крайней, самой большой, орбиты самого дальнего электрона. При температурах земных опытов атомы, по крайней мере, большинство их, сохраняет такую структуру, и законы идеального газа сохраняют свою силу, пока вследствие сжатия среднее расстояние между индивидуумами-атомами не станет меньше некоторого предела. Но при высоких температурах внутри звезды, вследствие возрастающей с температурой скорости движения атомов и от этого более сильных ударов при встречах их между собою, большая часть атомов может потерять значительную долю своих электронов, в крайнем случае, все атомы распадутся до конца. Тогда в прежнем объеме может поместиться гораздо больше индивидуумов (положительных ядер и электронов) при таком же среднем расстоянии между ними, как прежде между атомами (в том же зале, в котором без тесноты и толкотни могут перемещаться с места на место 10 хороводов по 10 человек в каждом, поместится гораздо более, чем 10 Х 10 человек при той же свободе движения, если хороводы разбить на отдельных лиц). Иными словами, при высокой температуре, вследствие распадения атомов на части, в определенном объеме поместится гораздо больше материальных частиц, чем при низкой температуре, и при этом все же расстояния между ними будут настолько велики, что вещество будет вести себя, как идеальный газ, подчиняясь законам Бойля-Мариотта и Гей-Люссака. Следовательно, выводы, полученные для звезд малой средней плотности, будут годиться и для звезд большой плотности именно вследствие высокой температуры, в несколько миллионов градусов, внутри звезды.

Но если так, то вся прелестная и прельстительная теория развития типичной звезды от красного гиганта до красного карлика теряет всякое основание. Она и прожила, примерно, десять лет: 1914-1924. Более того. В последние годы было найдено несколько так называемых белых карликов. Первым из них был спутник Сириуса (ср. XXXIX, 40/41). Из изучения движения его относительно Сириуса была найдена орбита спутника; в связи с нею из наблюдений движения Сириуса среди близких к нему на небесном своде звезд было найдено отношение масс Сириуса и спутника, а так как и расстояние Сириуса от нас известно, то можно было найти и самые массы по сравнению с массой Солнца. Оказалось, что масса спутника составляет ⁴/₅ доли массы Солнца; по кажущейся яркости (спутник представляется нам звездой 8¹/₂ звездной величины) и по расстоянию можно вычислить, что на деле спутник в 360 раз слабее Солнца. Очень трудно было определить спектр спутника вследствие его слабости и близости яркого белого Сириуса; но все же в 1914 году Адамс (на горе Вильсон) сфотографировал ого спектр, и оказалось, что спектр типа А, спутник белый. Если же известен спектр, а следовательно яркость квадратного метра поверхности и, кроме того, общая яркость звезды, то (см. выше) можно вычислить ее размеры; оказалось, что по размерам спутник представляет нечто среднее между Землей и Ураном; масса же у него большая, и отсюда можно вывести, что средняя плотность в 60 000 больше плотности воды, в 3 000 раз более плотности самого плотного вещества на земле (платины) и, как картинно выразился Эддингтон, «одна тонна вещества спутника помещается в спичечной коробке». Этот результат был так неожидан и поразителен, что естественно было желать подтверждения его еще с другой точки зрения. И подтверждение было получено. Дело в том, что по теории относительности Эйнштейна длины волн света, испускаемого каким-либо самосветящимся телом, зависят от силы тяжести на поверхности излучающего светила; чем больше сила тяжести, тем больше длина волны светящегося вещества. На Солнце это увеличение длины волны едва заметно по сравнению с земными источниками света, потому, говорит теория, что сила тяжести на Солнце недостаточно превосходит силу тяжести на Земле. Но в случае спутника Сириуса с его массой, почти равной массе Солнца, и при его радиусе, в несколько десятков раз меньшем радиуса Солнца, сила тяжести, по теории Эйнштейна, должна вызвать значительное увеличение длины волн. Очень трудное исследование этого вопроса было произведено Адамсом и показало согласие теории и наблюдений. Таким образом, факт возможности существования чудовищно плотной материи, и именно в белых карликах, вряд ли можно подвергать сомнению. С тех пор было найдено еще несколько белых карликов, всего теперь известно их около пятка. Чем же объяснить такую огромную плотность? Какое это вещество? Ответ дается теми же, вышеприведенными соображениями о распаде атома на составные части и неминуемо следующим из этого уплотнением материи, требующей для себя меньше места, или, лучше сказать, способной уместиться в гораздо меньшем объеме сравнительно с тем случаем, когда атомы не раздроблены и образуют просторные системы вращающихся электронов. Конечно, необходимо для этого допустить очень высокую температуру внутри звезды, порядка нескольких (40) миллионов градусов.

Помимо всех этих соображений касательно плотности вещества в звездах, еще одно соображение говорит против первоначальной теории гигантов и карликов, соображение, касающееся источника энергии в звездах. Если объяснять, как в упомянутой теории, теплоиспускание звезды ее сжатием, то вычисление показывает, что, например, Солнце от первоначального объема, простиравшегося, по меньшей мере, до орбиты Нептуна, до теперешнего его объема должно было сжаться в течение каких-нибудь 20 миллионов лет; а между тем геологические (и отчасти биологические) соображения требуют только для смены различных периодов в истории земной коры промежутка времени около 1 000 миллионов лет. Для стадии гигантов от красного до белого дается при этой теории лишь сотня тысяч лет. Все это заставляет отказаться от такой изящной и простой теории, и это не потому, что теория сжатия неверна, напротив, основания ее не возбуждают сомнения; но потому, что она не полна, что главный источник звездной энергии заключается не в сжатии звезды. Этот источник готовы искать теперь, во-первых, во внутриатомной энергии, и, во-вторых, в тех соображениях современной физики, по которым излучение энергии связано с уничтожением материи. Но множество трудных вопросов препятствует созданию эволюции небесных тел. Эддингтон («Звезды и атомы») говорит: «Трудно сказать, какую теорию нужно считать принятой сейчас. Теория находится в плавильном тигле, и мы ждем каких-либо удовлетворительных результатов. Сомнению подвергнута вся схема, и мы готовы пересматривать почти каждое положение. Я предположу временно, что прежняя теория была права в том смысле, что последовательность эволюции ведет от наиболее диффузных к наиболее плотным звездам. Я не чувствую, впрочем, уверенности в этом».

Если оглянуться на все вышеизложенное, то мы увидим, что речь шла, пожалуй, более о внутреннем строении звезд, чем об эволюции их; однако, это не случайно, это лишь подтверждает ту мысль, что создать теорию эволюции небесных тел можно лишь, располагая достаточным количеством результатов наблюдений, и что раз созданная теория должна, можно сказать, ежедневно доказывать свою жизнеспособность, объясняя все новые и новые факты, добываемые наблюдениями. Иначе ее должна сменить другая. Вопросы сегодняшнего дня в этой области настолько трудны, требуют для их разработки такого глубокого знакомства с современной физикой и математикой, что на всей земле находится лишь около десятка лиц, могущих созидательно работать в этой области. На передовых постах — англичане, и из них Эддингтон, Джинс, Мили на пользу науки не соратники, а соперники.

Не все звезды — одиночки, как наше Солнце. Третью, и, может быть, больше, чем третью, часть всех звезд составляют двойные звезды. Их образование вряд ли можно рассматривать как результат сближения двух одиночек; скорее должно думать, что парная звезда образуется из одной массы. Теоретические исследования процессов, происходящих при вращении массы, показывают, что при ускорении вращения (а это ускорение по законам механики должно происходить при уменьшении объема звезды вследствие сжатия) тело может принять несимметричную форму вроде груши (апиоид) и при такой форме при дальнейшем ускорении вращения масса должна разделиться на две части. Это было показано давно относительно несжимаемой жидкости. Джинс распространил эти результаты и на случай газовых масс. Конечно, всякая неравномерность распределения материала относительно центра, например, существование двух или более ядер в первоначальной массе, особенно должна способствовать разделению ее на части. После того, как масса разделилась, обе части ее вращаются одна вокруг другой, конечно, почти соприкасаясь, и мы имеем очень тесную двойную звезду, двойственность которой может быть обнаружена разве только наблюдениями над ее спектром (см. XXI, 38). Но две такие звезды не могут иметь шаровой формы; вследствие взаимного притяжения составляющих их частиц материи, форма каждой из них должна быть вытянута вдоль линии, соединяющей их центры, наподобие яйца. И тогда начинают разыгрываться сложные явления так называемого приливного характера (потому что действующие силы аналогичны силам, вызывающим на Земле явления приливов и отливов). Эти явления заключаются, главным образом, в том, что расстояние между звездами, составляющими пару, постепенно увеличивается, и орбита, первоначально по необходимости круговая, начинает становиться все более эллиптической. Это согласно с тем, что дают наблюдения (см. XXI, 39). Если даже удовлетвориться такой схемой образования двойной звезды, то дальше возникают еще вопросы, требующие ответа для полного решения задачи. Раз обе звезды в паре одинакового возраста; то отчего зависит различие в физических свойствах компонентов? Почему спутник Сириуса по физическим свойствам так отличается от самого Сириуса? Почему в затменных (или типа Алголя) звездах очень часто меньшая звезда бывает белая, яркая, а бóльшая светит гораздо слабее и, вероятно, красным цветом? Все эти факты остаются пока без объяснения.

Эволюция солнечной системы образует особую главу в эволюции небесных тел. Мы не знаем, и трудно вообразить, как можно было бы это узнать, насколько часто встречаются во вселенной такие системы, как наша, то есть звезда с небольшими спутниками, планетами. Они так малы по сравнению с Солнцем и так слабы по яркости, что при рассматривании в самые сильные телескопы невозможно подметить подобные им предметы рядом с яркой звездой, и в то же время на основании невидимости их нельзя отрицать возможности существования подобных систем. Мы не знаем, следовательно, в этом случае, как знаем это в мире звезд, никаких подобных сосуществующих предметов, которые давали бы нам хоть некоторые указания на последовательные стадии развития планетных систем, подобных нашей системе. Мы должны считаться с единственным известным нам конечным фактом, и одно это обстоятельство является причиной множества гипотез, придуманных для объяснения этого факта. Во всех них, согласно требованию Канта, «дается материя» и, кроме того, движение, и каждый автор показывает, как могла образоваться вокруг Солнца семья планет.

Наиболее известная и до сих пор находящая себе приверженцев, это — гипотеза Лапласа (см. XXV, 268/69), но в конце XIX века начинают появляться и новые гипотезы для объяснения образования планетной системы. Невозможно излагать их здесь все и подробно, но необходимо указать, по крайней мере, на некоторые новые идеи в этом вопросе. В гипотезе Фая центральное ядро не предполагается существующим с самого начала; кольца материи, из которых формируются планеты, образуются внутри вращающейся туманности, прежде чем из центральной части образуется Солнце; таким образом, у него планеты оказываются старше, чем Солнце. В обеих этих гипотезах, и некоторых других, образование солнечной системы рассматривается как постоянная эволюция первоначальной массы, без вмешательства других масс. Гипотезы последнего времени, напротив, характеризуются тем, что авторы их вводят, как существенный фактор, столкновения небесных тел.

Гипотеза Си предполагает зарождение планет так: во вращающуюся туманность, которая сама по себе могла обратиться и действительно обратилась только в Солнце, случайно попадали извне сравнительно небольшие массы материи; если их пути были сильно наклонены к экватору туманности, то они проходили чрез нее и уходили дальше; но если плоскость их движения почти совпадала с плоскостью экватора туманности, то вследствие сопротивления среды движение некоторых из них могло настолько замедлиться, что они стали вращаться уже вокруг Солнца; их пути, первоначально по необходимости сильно эллиптические, должны были вследствие сопротивления среды (это можно строго доказать) постепенно приближаться к круговым; в это же время к этим массам присоединялись те части туманности, которые встречались на их пути, и так постепенно образовывались планеты — по зарождению «пленники Солнца», а не его «дети», как у Лапласа, или «братья», как у Фая. Что все планеты движутся в одну сторону, можно объяснить тем, что те массы-пленники, которые первоначально двигались против вращения туманности, встречали слишком большое сопротивление и упали на Солнце. Спутники планет, по гипотезе Си, также рассматриваются как пленники планет. В этой гипотезе более непринужденно, чем в других гипотезах, объясняется появление спутников, вращающихся в обратную сторону, чем большинство тел в солнечной системе.

В гипотезе, предложенной американским геологом Чемберленом и математически разработанной астрономом Мультоном, исходным моментом образования планетной системы является временное сближение двух уже сформировавшихся звезд-одиночек, влекущее за собой катастрофические следствия. При таком сближении двух звезд каждая из них должна утратить свою сферическую форму; на стороне, обращенной к мимо бегущей звезде, и на противоположной стороне должны образоваться выступы (явление, аналогичное приливам, которые производят Луна и Солнце в водной оболочке Земли, но гораздо более грандиозное), и при достаточном сближении из недр звезды могут в этих противоположных местах вырваться фонтаны газа, материя которых расположится в виде двух более или менее широких спиралей, завернутых в одну сторону наподобие спиральных туманностей (см.), но только гораздо меньшего масштаба; частицы этого газа постепенно, когда приблизившаяся звезда уже уйдет, обратятся в мелкие частицы материи, вроде пыли, затем камешков (авторы гипотезы назвали их планетезималями, можно было бы сохранить название метеоров). Эти планетезимали движутся вокруг Солнца по самым разнообразным путям, приблизительно эллипсам, но все в одном направлении и приблизительно в одной плоскости, сообразно с направлением движения звезды, произведшей эту катастрофу. Планетезимали сталкиваются друг с другом и постепенно образуют все большие массы, будущие планеты. Мультон показал, что вследствие столкновений орбиты этих постепенно растущих масс будут тем более приближаться к круговой форме, чем чаще будут столкновения, то есть, в конечном счете, чем массивнее будет формирующаяся планета. Этому рассуждению соответствует то обстоятельство, что в нашей планетной системе наибольшие эксцентриситеты имеют малые планеты и меньшие из больших (Меркурий и Марс). Образование спутников в этой гипотезе похоже на образование планет.

Гипотеза Джинса тоже построена на катастрофе и даже более значительной, чем гипотеза Чемберлена. Джинс предполагает такое близкое и такое быстрое прохождение одной звезды мимо другой, что в результате его происходит истечение вещества из недр звезды, преимущественно лишь на одной ее стороне, именно на той, которая обращена к мимо идущей звезде, потому что на этой стороне «приливное» действие этой звезды вследствие ее близости будет значительно больше, чем на другой стороне. Бурное истечение материи из недр происходит в виде струи, которая лежит в плоскости относительного движения обеих звезд; истечение достигает максимума во время наибольшего сближения звезд, затем постепенно ослабевает, по мере удаления звезд друг от друга. В результате вокруг каждой звезды остается материал, вышедший из ее недр, из более крупных частей которого образуются бóльшие планеты, из более мелких — меньшие. Орбиты их первоначально, конечно, не круговые, могут стать со временем круговыми, так как планетам придется двигаться в той туманности, которая окружит звезду после катастрофы и вещество которой со временем либо упадет на Солнце, или рассеется в пространстве. Образование спутников происходит, по Джинсу, подобным же образом, причем «катастрофы» происходят с каждой будущей, еще не сформировавшейся, планетой в то время, когда она по своему первоначально сильно эксцентрическому пути близко подходит к Солнцу в своем перигелии.

Из этого краткого очерка наиболее известных (далеко не всех) гипотез о происхождении планетной системы видно, какие существенно новые идеи привлекаются к решению этого вопроса на смену или в дополнение к идее Лапласа. Конечно, автор каждой гипотезы старается развить ее основную идею до конца, и это делает каждую гипотезу более или менее односторонней, так как все явления объясняются влиянием одного фактора. Вполне возможно предполагать, что в природе образование каждой планетной системы шло не точь в точь по той или другой гипотезе, что здесь играли роль различные факторы, и, может быть, не все планетные системы образовались по одному шаблону. Мы не имеем данных для суждения об этом, потому что, как уже сказано, на деле мы знаем только одну планетную систему — нашу. Поэтому эта задача труднее, чем задача об эволюции звезды, как таковой, без спутников.

Есть еще небесные светила, представляющие организованные системы, это — скопления звезд (см.), особенно шарообразные, и спиральные туманности (см.). Последние своей формой, естественно, возбуждают мысль, что произошли они вследствие столкновения огромных масс материи, порядка многих миллионов звезд, но как представлять себе эти массы в их первоначальном состоянии, на это мы никаких указаний не имеем.

Такая же неопределенность окутывает тайну образования шарообразных скоплений. И в заключение необходимо повторить, что «время выводов в космогонии еще не наступило».

Литература. Из имеющихся на русском языке книг можно особенно рекомендовать: Полак, И. Ф., «Происхождение вселенной» (краткий, но четкий обзор различных теорий), изд. Коммунистического Университета им. Свердлова. М., 1923; «Классические космогонические гипотезы» (извлечение из оригинальных работ Канта, Лапласа, Фая, Дарвина, Пуанкаре), ГИЗ, 1922; «Строение и эволюция вселенной» (сборник статей различных авторов), сост. А. А. Михайлов, изд. Коммунистического Университета им. Свердлова, 1926; Эддингтон, А., «Звезды и атомы» (современные взгляды), ГИЗ, 1928: Джинс, Дж., Эддингтон, А., «Современное развитие космической физики», ГИЗ, 1928; статьи в журналах, например, «Мироведение», т. XIX, № 3-4, 5-й, 1930. Специальные работы: Роincaré, H., «Lecons sur les hypothèses cosmogoniques», Paris, 1913; Jeans, J., «Problems of Cosmogony and Stellar Dynamics», 1919; Eddington, A., «The internal Constitution of the Stars», 1928, есть немецкий перевод с дополнениями автора; Eddington, А., «Dеr innere Aufban der Sterne», deutsch von E. von der Pahlen», 1928; Jeans, J., «Astronomy and Cosmogony», 1928; журнальные статьи преимущественно в «Monthlу Notices of the R. Astronomical Society», London.

С. Блажко.