Сторінка:Борис Герасимович. Еволюція світів у світлі сучасної науки (1923).djvu/11

Матеріал з Вікіджерел
Перейти до навігації Перейти до пошуку
Ця сторінка вичитана


(і взагалі промінева) енергія, втягаючись тим тілом, на яке вона падає, в свою чергу тисне на нього. Це тиснення цілком необхідний наслідок головних властивостей енергії; його присутність в газових осередках вперше було доведено експе'іментально Петром Лебедевим, головою Московскої школи фізиків. Підчас «велетенської стадії» життя зорі воно повинно мати важливе значіння, завдяки великій кількости проміневої енергії, що по виразу Еддінгтона, «скута» зорею. Значить, в цій стадії буде відбуватись боротьба двох сил: світляне тиснення, що намагається знищити зорю, як центр конденсації матерії, роскидаючи її, і протилежне цьому — тяжіння, цеб-то сила ваги. При яких умовах сила тяжіння переважає силу світляного тиснення? Инакше кажучи при яких умовах є моможливим саме існування зорі, як такої? Дослід Ед інгтона відповідає, що цеє можлово лише тоді коли згусла космична масса не перевищує певної величини, инакше світляне тиснення мусить знищити зорю, що знову робиться туманістю. Виявляється, що ця критична маса, лише в де кілька разів перевищує масу сонця. Таким чином, можливість конденсації матерії у всесвіті є обмежена; вона може скупчуватись в маси, що не перевищують певної границі. В тім є великий закон всесвіту, що завдяки йому останній складається з приблизно однакових, що до маси особливостей зір. Визначення зоряних мас, що їх переводять в ріжний спосіб, як найкраще стверджують дедукцію Еддінгтона; спостереження не відкрили ще жадної зорі, маса якої переважувала-б соняшну більш, аніж у 10 разів.

З точки погляду Еддінгтона зазначений с початку цієї статті звязок між спектром та масою з'ясовується дуже просто. Чим більшою є маса зорі, тим більшу енергію має зоря, тим вищої температури вона може досягти. Так, наприклад, температура поверхні зорі, маса якої рівна з масою сонця, не може перевищити 9000°, коли маса менше Vз товщи сонця, ця температура не досягає й 5000°. Значить, перша не може «дорости» до стадії блакитно-білої зорі, друга до стадії жовтих зір з найбільшою масою, тому-то маси гелієвих зір остільки великі. Навпаки, в групі жовтих зір маються й дуже масивні, які чи були, чи ще будуть гелієвими, — а також менш великі, що ледви досягають жовтої стадії. Те саме тільки у більшому розмірі повинно відноситись і до червоних зір. Ось чому середні маси зір збільшуються температурою, цеб-то зі зміною спектра. Багато инших, добре ствердженних постереженнями, висновків робить Еддінгтон, але самий цікавий з них торкається питання про темп зоряної еволюції.

Без сумніву, еволюція зорі є процес надзвичайно повільний, доказом тому є наше сонце, зниження температури якого на протязі освітлених історією тисячоліть є цілком непомітне. Що-ж каже відносно цього теорія? Еддінггон теоретично будує моделя типової зорі і вираховує, який час є потрібний «велетенській»