Предчувствия и свершения. Книга 3. Единство

Теория Джинса была не менее ясна и наглядна, чем ее предшественница, и привлекла многих сторонников. Она тоже вошла в школьные учебники, несмотря на обнаруженное впоследствии обратное направление вращения некоторых спутников больших планет. Такие спутники могли быть захвачены планетой впоследствии, говорили сторонники гипотезы Джинса.

Но и эта теория пала жертвой математических расчетов. Ее погубила статистика.

Простые статистические оценки показали: звезды в нашей Галактике, в частности там, где расположена Солнечная система, отстоят так далеко одна от другой и имеют столь малые (в космических масштабах) скорости относительного движения, что сближения двух звезд на такие расстояния, при которых выполняются условия, предусмотренные теорией Джинса, происходят с ничтожно малой вероятностью. Требуемые скорости и расстояния сближения зажаты в очень узкие границы. Чуть ближе — они столкнутся. Чуть дальше — приливные волны окажутся недостаточно велики для того, чтобы их части приобрели «первые космические скорости» относительно материнской звезды. Но тогда сгустки материи, порожденные из приливных волн, не выйдут на орбиты спутников материнской звезды, на планетные орбиты и упадут на нее.

После того как стали ясны недостатки теории Джинса, появилась новая теория происхождения планет. Ее предложил О. Ю. Шмидт, советский ученый, больше известный как полярник и руководитель героической эпопеи челюскинцев. Он предположил, что Солнце и планеты возникают из постепенно концентрирующихся пылинок, первоначально образующих допланетное облако. Он считал, что разогрев внутренних областей планет и разогрев Солнца возникают позже вследствие распада радиоактивных элементов.

Но расчеты показали, что энергии радиоактивного распада недостаточно для поддержания излучения Солнца я течение 4,5 миллиарда лет. Это возраст старейших горных пород на Земле, оцененный на основе изучения содержания различных радиоактивных элементов и свинца в этих породах. Впоследствии теория Шмидта была переработана, чтобы увязать ее с современной теорией эволюции звезд, ванной на термоядерных реакциях в их недрах.

Загадка возникновения и эволюции звезд была осознана учеными, когда стало ясно, что звезды не вечны, что черпание внутренней энергии звезд ведет к их гибели. Астрономы-наблюдатели в течение длительного времени накапливали сведения о количестве видимых звезд, которое быстро возрастало с увеличением размеров телескопов, позволявших ученым наблюдать все более удаленные области космического пространства.

Оказалось, что звезды, недоступные невооруженному глазу, как и видимые звезды, можно классифицировать по их цвету: они бывают от голубовато-белого до темно-красного цвета. Было естественным предположить, что различие цвета связано с различием температуры на поверхности звезд.

Решающее влияние на развитие астрономии сыграло изобретение спектрального анализа, позволившего судить о химическом составе звезд на основе исследования их света.

У. Волластон в 1802 году обнаружил в спектре Солнца семь тонких темных линий. Он решил, что они разделяют между собой цвета солнечного спектра, и не придал им никакого значения. И. Фраунгофер, экспериментируя в 1814–1815 годах с изготавливаемыми им стеклянными призмами и пропуская через них свет Солнца, заметил множество тонких темных линий, рассекавших получающийся при этом спектр. Он обратил внимание на то, что расстояние между отдельными линиями изменялось в зависимости от состава стекла, примененного для изготовления призмы.

Фраунгофер внес чрезвычайно большой вклад в создание оптических приборов, начиная от разработки методов изготовления оптического стекла и способов полировки призм и линз до создания совершенных объективе Он нашел применение открытым им темным линиям спектре Солнца для оценки преломляющих свойств стекла.

Но Фраунгофер не стал изобретателем спектрального анализа. Областью его интересов были оптические приборы, а открытые им темные линии он применял лишь для измерения характеристик различных стекол.

Первым, кто связал спектральные линии с определенными химическими элементами, был Ф. Тальбот. А связь между темными линиями и яркими линиями, возникавшими в опытах с лабораторными источниками света, установил в 1849 году Л. Фуко. Он наблюдал яркие спектральные линии, появлявшиеся иногда в пламени вольтовой дуги. Особенно яркой была желтая спектральная линия, возникавшая, когда в пламя вольтовой дуги попадали вещества, содержащие натрий. Но когда он направлял через пламя дуги солнечный свет, на том же месте экрана возникала темная линия. Фуко понял, что пары натрия, испускающие желтую спектральную линию, поглощают часть солнечного спектра, соответствующую этой спектральной линии. Она кажется темной потому, что яркость соседних участков солнечного спектра много больше, чем яркость спектральной линии, излучаемой атомами натрия при температуре вольтовой дуги. Однако и это открытие не привлекло должного внимания.