Физика для всех. Книга 4. Фотоны и ядра: читать книгу онлайн полностью и бесплатно

Итак, радиус окружности для обоих наблюдателей один и тот же, а длина окружности разная. Неподвижный наблюдатель приходит к выводу, что формула длины окружности 2π∙r неверна. Для меня, скажет неподвижный наблюдатель, длина окружности меньше, чем 2π∙r.

Этот пример показывает вам, как теория относительности приходит к отказу от евклидовой геометрии, или (это то же самое, сказанное другими словами) к представлению об искривлении пространства.

Аналогичные «безобразия» произойдут и с часами. Часы, закрепленные на разных расстояниях от оси вращения, идут с различной скоростью. Все они будут идти медленнее, чем неподвижные часы. При этом замедление тем больше, чем дальше от центра диска находятся часы. Неподвижный наблюдатель скажет, что пользоваться часами и линейками, если живешь на диске, можно лишь в том случае, если находишься на определенном расстоянии от центра. Пространство и время обладают локальными особенностями.

Теперь вспомним о принципе эквивалентности. Раз такие локальные особенности времени и пространства проявляются на вращающемся диске, значит, так же протекают явления и в поле тяготения. С диском дело обстоит так же, как и с лифтом, изображенным на рис. 7.3. Ускоренное движение неотличимо от движения в поле тяготения, направленного в сторону, обратную ускорению.

Таким образом, локальное искривление пространства и времени равносильно наличию поля тяготения.

Замкнутость Вселенной, о которой шла речь в предыдущем параграфе, несомненно может рассматриваться как подтверждение общей теории относительности. Однако читатель должен иметь в виду, что гипотеза о замкнутости Вселенной не является на сегодня единственно возможной.

Имеется возможность из хитроумных уравнений общей теории относительности вывести строгим математическим рассуждением ряд количественных следствий. Эйнштейн показал, что, во-первых, проходя вблизи Солнца, лучи света должны отклоняться. Луч, идущий в непосредственной близости от Солнца, должен отклониться на 1,75". Измерения дали величину 1,70. Во-вторых, орбита планеты Меркурий (вернее, ее перигелий) должна поворачиваться в своей плоскости. Расчет показывает, что это перемещение должно быть равно за столетие 43". Именно такое число и дают наблюдения. И еще одно предсказание, которое было подтверждено опытом: фотон тратит энергию (а значит, меняется частота света), преодолевая силы тяготения.

Общая теория относительности является одним из величайших завоеваний человеческого мышления. Ее создание сыграло огромную роль в развитии взглядов на Вселенную и революционизировало физику.

Физика Вселенной находится в стадии бурного развития. Ее никак нельзя назвать завершенной областью науки, как, скажем, механику малых скоростей или термодинамику. Поэтому не исключено, что при исследовании звезд будут открыты новые законы природы. Пока такого не произошло. Как бы то ни было, картина Вселенной, которую время от времени набрасывает тот или иной физик в популярной статье, все время терпит изменения. Так что и то, что я рассказываю в этой главе, возможно, будет пересмотрено через десяток-другой лет.

Уже давно астрономы понимали, что звезды бывают разные. При помощи телескопа, спектрографа и интерферометра удается определить много физических величин, которые могут быть занесены в паспорт звезды.

Как можно полагать по аналогии с земными опытами (ср. с. 12), характер спектра определяет температуру поверхности звезды. С этой температурой однозначно связан, наблюдаемый цвет звезды. Если температура 3000–4000 К, то цвет красноватый, если 6000–7000 К — желтоватый. Бледно-голубые звезды имеют температуру свыше 10000—12000 К. Выйдя в космические просторы, физики нашли звезды, максимум излучения которых лежит в области рентгеновских и даже гамма-лучей. Это означает, что температуры звезд могут достигать и миллионов кельвинов.

Другой важной характеристикой звезды является суммарная энергия достигающего нас спектра. Это светимость звезды. Колоссальные различия в светимости могут быть связаны с размером и массой звезды, с ее удаленностью от нас и с ее температурой.

Что касается химического состава звезд, то они представляют собой в основном водородно-гелиевые плазмы. Солнце — достаточно типичная звезда. Его химический сослав определен более или менее точно из вида спектров и из теоретических расчетов энергии излучения. Водород составляет 70 %, гелий 29 %. На долю других элементов приходится около 1 %.

В атмосфере многих звезд были обнаружены сильные магнитные поля, в тысячи раз большие магнитного поля Земли. Рассказывает об этом все тот же спектральный анализ, поскольку спектральные линии расщепляются в магнитных полях.

Межзвездная среда разрежена до немыслимых пределов. В одном кубическом сантиметре космоса находится один атом. Вспомните, что в 1 см³ воздуха, которым мы дышим, находится 2,7∙10¹⁹ молекул. Приведенная цифра — средняя. Существуют области пространства, где плотность межзвездного газа существенно выше средней. Кроме газа мы встречаемся и с пылью, которая состоит из частичек размером 10^-4—10^-5 см.

Следует полагать, что звезды образуются из газово-пылевой среды. Под влиянием сил тяготения некое облако начинает стягиваться в шар. Через сотни тысяч лет оно сожмется, а температура звезды повысится и сделает звезду видимой на небосводе. Разумеется, это время сильно зависит от размеров и соответственно от массы сгущающегося облака.

С продолжением сжатия температура в недрах звезды растет и достигает такого значения, при котором начинается термоядерная реакция. Четыре ядра атомов водорода превращаются в ядро атома гелия. Напомним, что при этом 4,0339 а.е.м. четырех атомов водорода превращаются в 4,0038 а.е.м. гелия. Выделяется энергия, эквивалентная 0,0301 а.е.м.

Выгорание водорода, которое происходит в центре звезды, может продолжаться разное время в зависимости от ее массы. Для Солнца это время равно 10–20 млрд. лет. Таков период стабильного состояния звезды. Силы гравитационного притяжения уравновешиваются внутренним давлением горячих ядер, которое пытается раздуть звезду. Так что звезда — это нечто вроде баллона со сжатым газом. Только роль стенок сосуда берут на себя силы тяготения.

Когда запасы водородного горючего начнут приходить к концу, внутреннее давление ослабнет. Ядро звезды начнет сжиматься.

Что же произойдет дальше? — спрашиваем мы у теоретика. Проделав соответствующие расчеты, теоретик отвечает, что дальнейшая судьба звезды зависит от того, удастся ли ей или нет сбросить с себя внешнюю оболочку. Если такой процесс окажется возможным и масса звезды станет раза в два меньше Солнца, то тогда создадутся силы, способные противостоять гравитационным. Образуется маленькая звезда с высокой температурой поверхности. Ее называют белым карликом.

Ну, а дальше? Опять-таки судьба звезды определяется ее массой. Если белый карлик имеет массу меньше, чем полторы массы Солнца, то он будет медленно умирать и никаких драматических событий не произойдет. Радиус будет уменьшаться, температура падать. В конце концов карлик превратится в холодную звезду размером с Землю. Такова «гибель» большинства звезд.

Но если масса белого карлика, образовавшегося после того, как звезда с выгоревшим топливом сбросила с себя оболочку, больше полутора солнечных масс, то сжатие не остановится на стадии белого карлика. Электроны сольются с протонами, и образуется нейтронная звезда, размер которой будет измеряться лишь несколькими десятками километров. Нейтронная звезда, должна, по расчетам, иметь температуру порядка десятка миллионов кельвинов. Максимум ее излучения лежит в области рентгеновских лучей.

Мы рассказали, что должно произойти со звездой, если ей удастся сбросить с себя внешнюю оболочку. Но математические уравнения не диктуют необходимость этого раздевания. Если же небесное тело сохранит массу порядка массы Солнца, то гравитационное притяжение просто уничтожит звезду. На месте, где была звезда, останется черная дыра.

На какой же стадии сжатия должно произойти уничтожение звезды и почему место, где она находилась получило название черной дыры?

Вспомним следующую простую закономерность, на которой основаны запуски ракет, уходящих с Земли в космос (см. 1-ю книгу). Чтобы покинуть Землю, нужна скорость 11 км/с. Величина этой скорости определяется уравнением

Из формулы ясно, что по мере сжатия шара определенной массы скорость, с которой ракета может уйти в космос с такого небесного тела, будет все время расти. Но ведь предельная скорость равна 300 000 км/с! Если звездный шар заданной массы сожмется до шарика, радиус которого равен

то выбраться из такого шара становится невозможным.

Иными словами, в место, где была звезда, может прийти все, что угодно, в том числе световой луч или луч другого электромагнитного излучения, а выбраться из дыры не удастся. Согласитесь, что название «черная дыра» вполне уместно. Нетрудно прикинуть по написанной формуле, что черные дыры с массами от 3 до 50 солнечных масс будут иметь размеры от 60 до 1000 км.