Червоний шлях/1923/01/Еволюція світів в світлі сучасної науки

Матеріал з Вікіджерел
Перейти до: навігація, пошук

Проф. Б. П. ГЕРАСИМОВИЧ.


Еволюція світів в світлі сучасної науки.


Одним з найбільших фактів наукового життя нашого часу є систематична невдача всіляких пророкувань, що так чи инакше обмежують майбутні досягнення науки. Ця остання на кожному свойому кроці переступає межі, які було їй покладено, і саме по за ними, саме в галузях, здавалося б, зовсім їй неприступних, робить дивовижні здобуття. Класичним в цьому відношенні є пророкування засновника критичної філософії про те, ніби хемія ніколи не стане достотною наукою. Не менш невдалі були пророкування також і філософів позитивістичної школи. Наприклад, Огюст Конт, який призначав астрономії певне місце в своїй класифікації наук, цілком категорично ставить її досягненням визначені межі. Він казав, що нам ніколи не пощастить довідатись про склад та будову віддалених світів, які складають видимий зоряний всесвіт. На його думку, науці про небо доведеться обмежити себе лиш геометричним виучуванням руху зір, як блискучих точок, і залишити надії на те, щоб зробитися фізичною наукою. Таким чином, між наукою про небо та иншими фізичними науками повинна існувати безодня, через яку ніколи неможна буде перекинути місток.

Пророкування Конта не справдилось. Вже в другій половині минулого століття до досліду зоряного неба було пристосовано спектроскопа. Роскладаючи на складові частини ту незначну кількість енергії, що її дає нам тонке павутиннячко світляного проміню, який лучить нас з зорею, вперше довелось здобути відомости про склад та будову найбільших світів. Вимір зоряних яскравостей та барв шляхом пристосування фотометрії та фотографії дав можливість зробити ще декілька кроків уперед. Пощастило знайти таємниці зоряних світів, які знаходяться остільки близько один до одного, що спливаються навіть для найдужих побільшень, котрі мають місце при студіюванні неба; було визначено і температуру, щільність, навіть давління в їх зверніх шарах. Сполучення всіх цих методів дозволяє нам познайомитись з такими дрібницями зоряних світів, що про саме істнування їх ніхто не міг домислитися ще вкінці минулого віку. З рештою про зорі, — далекі світила без видимого диску, — ми маємо не менш відомостей, аніж про найближчі до нас члени нашої системи — про місяць та планети. Цим величезним поступом в справі вивчення всесвіту ми завдячуємо молодій галузі науки про небо — фізиці небесних тіл, — астрофізиці. Фізика неба це дитина загальної фізики, і на перших кроках весь її зміст вичерпувався пристосуванням сучасних теорій загальної фізики до з'ясування явищ. Минули роки, прийшов час, коли молода наука стала на власні ноги та в свою чергу зробила фізику своїм винуватцем; більш того, вона в багаттьох питаннях стала «суперарбітром» мінливих фізичних теорій, що знаходять своє ствердження чи заперечення взагалі набданого нею матерьялу. Причина цього, звичайно, є зрозумілою. Адже ж предмет астрофізики це зорі, ті надзвичайно великі центри згущення матерії у світовім просторі, в середині яких відбуваються процеси у величних розмірах. З другого боку ця сгускла матерія знаходиться в такому стані, що істотно відріжняється від того, до якого ми звикли та які студіюємо у наших лабораторіях. Завдяки цьому з'являється можливість перевірити навіть сучасну теорію будови матерії (атома), а також, нарешті, вінець сучасної фізики — теорію відносносте. Наслідки численних дослідів, що до зоряної фізики можна формулувати коротко так: зорі, що здаються нам точками ріжної яскравости та кольору, є від нас на величезних віддаленнях, які виміряємо в так званих «світляних роках»; инакше кажучи, світлові потрібні роки, сотки і навіть тисячі років для того, аби пройти ці віддалення (швидкість світла коло 300.000 кіл. на секунду). Саме через таку далечь зорі надсилають нам так мало світла; в дійсности — ці величезні світосяйні тіла цілковито подібні до нашого сонця, що уявляє з себе близьку до нас зорю. Це надзвичайно великі кулі, складаються вони з мішанини ріжних газів, доведених до стану сильної промінистости, завдяки своїй височезній температурі. Росклад призмою зоряного світла на його складові частини, в так званий спектр, виявляє велику кількість темних рис, що перетинають веселкову смужку спектру. Це явище характеризує також і спектр сонця. З'ясовується воно втяганням світла зорі більш холодною зовнішньою її атмосферою. Порівнання спектрів ріжних газів та металів, добре досліджених у наших лабораторіях, дозволяє, таким чином, визначити хемичний склад зоряних атмосфер. За малими винятками всі вони складаються з відомої нам матерії, яка, що правда, знаходиться в цілком особливих умовах.

Спектри зір надзвичайно ріжноманітні; навряд чи існують дві зорі, в яких вони були б зовсім однакові. Ця обставина має дуже важливе значіння — зорі складають ніби-то своєрідні особливосте, що їх властивости пізнаємо через порівняння між собою відповідних спектрів. Чим вище температура зорі, тим вона більше і навіть блакитніша, тим близче maximum яскравости веселкової смужки її спектру до фіялкової частини; навпаки, чим зоря холодніша, тим більше є виразною червона частина її спектру. Сучасна фізика, припускаючи де які гипотези, за допомогою так званого закона Віна, дозволяє нам визначити температуру роспеченого самосяйного тіла. Це досягається шляхом спостереження кольору тіла, або ж більш достотно по росподілу інтенсивности в його спектрі. Ми можемо пристосувати цей метод до зір, визначаючи температури їх зверхніх шарів. Такі досліди було почато Вільзінгом та Шейнером у Потсдамі; в теперешній час вони переводяться в багаттьох обсерваторіях і мають зовсім однакові висновки. В звязку з цим з'ясовується, як і треба було чекати, що температура зір вимірюється тисячами градусів. Найбільш «гарячі» блакитно-білі зорі мають температуру в 15 — 20 тисяч градусів від абсолютного нуля; жовті (до яких відноситься наше сонце) — в 6 тисяч, а червоні до 2 — 3 тисяч градусів. Ці числа відносяться, безперечно, до зверхніх шарів зір; в середині їх температура повинна бути незрівняно більше. Так, після обрахунків німецького фізика Емдена, температура центральної частини сонця, напевно, виносить мільони градусів.

Температура зір як найтісніше звязана з характером темних рис її спектру, цеб-то, в решті решт, зі складом її атмосфери. Наприклад, у спектрах блакитно-білих зір знати лише небагато рис рідкого в нас газу гелія, воденя і де-яких инших. В спектрах чисто білих зір починають виступати риси металів, риси ж воденя досягають максимальної сили. Спектри жовтих зір (типу сонця) вже дуже складні, їх пересікає багато тонких рис важких металів. Червоні зорі виявляють вже не риси, але цілі смуги втягання, що є характерні для спектрів хемичних сполучень. Таким чином, зорі найвищої температури оточені атмосферами, де переважає гелій, в атмосферах білих зір більш всього воденя; сонце та подібні по складу зорі мають атмосфери з металів. Нарешті, температура червоних зір є остільки низькою, що в їх атмосферах починають відбуватись хемичні сполучення, які не є можливі в атмосферах більш «гарячих» зір. Отже, упорядковуючи зорі по черзі зменшення температури, ми будемо мати шерег: починається він гелієвими зорями, далі йдуть водневі та метальові (типу сонця), останніми є червоні зорі зі спектрами, характерними для хемичних сполучень.

Винаходи останніх десятиліть виявили, что спектр характеризує зорю ще в багатьох відношеннях. Наприклад, виявляється, що зорі є розміщені у просторі відповідно до своїх спектрів. Так, сонце знаходиться в центрі скупчення кількости метальових зір, червоні зорі займають дальші области, гелієві ніби-то оперізують всесвіт яскравих зір. Мало того, швидкість зір у просторі як найтісніше є звязана з їх спектрами. Гелієві зорі рухаються дуже повільно; середня їх швидкість після Кемпбелу всього 14 кіл. на секунду, метальових — коло ЗО, а червоних коло 35 кіл. Найбільш «гарячі» геліїві зорі у 5 разів більші, ніж маса сонця, в той час, коли маса метальових пересічно є рівна соняшній. Ще ціла цизка значних властивостей зір, про які тут говорити немає місця, теж як найтісніше лучиться з їх спектрами. Спектр, ця тоненька веселкова смужка, яку так важко фотографувати, вводить нас, так би мовити, в самі інтимні глибини життя небесних світил, несподівано відкриває нам якісь закономірности, що видимо відограють величезну ролю в організації всесвіту.

Існує багато наукових питань, що на їх довго та даремно шукають відповіди. Знайти таку відповідь часто визначає тріумф пророкуючої науки. Протилежне явище спостерігаємо під час бурхливого розвитку тих чи инших галузів знання, коли думка теоретика не встигає з'ясувати призбіранних фактів і справляється ледве з їх класифікацією. В ці критичні менти експеріментатор, чи спостерігач, відкриває иноді факти першорядної ваги, що вказують на якусь несподівану основну закономірність у природі, викриття якої складає нову добу в історії науки. До цих «відповідей на непоставлені запитання» — відносяться й вищезазначені здобутки фізики неба. Тільки за останніх 10 років виявилося їх справжнє значіння і було знайдено ту таємничу нитку, що звявує до купи всю ріжноманітність явищ спостереження; було сформуловано запитання, відповідь на яке вже було дано раніш. — Це питання про еволюцію небесних сил.

Читач, знайомий в історією розвитку наукового світогляду, зможе відчути якусь непевність. Адже ж і для еволюції, яка так могутньо опанувала науку минулого віку, вперше одягнулася тілом та набула крови, власне, на грунті науки про небо космогонична теорія Лапласа, що так яскраво малює формування планет з кілець, які вилучає первісна туманність підчас обертання, дала надзвичайно багато. Разом з геологією Ляпеля та біологією Ч. Дарвіна вона поклала ті підвалини, на яких базується весь сучасний еволюційний світогляд.

Все це, звичайно, справедливо. Безперечно, космогонична теорія Лапласа мала дуже велике значіння в історії світогляду. Проте її наукове значіння ми розглядаємо зараз як досить обмежене. Вона не була для науки про небо таким могутнім джерелом ідей, яким теорія Ч. Дарвіна була для біології. Більш того, вона не зробила майже ніякого вливу на розвиток астрономії. Лаплас, як і попередник його Кант, мав на меті дати картину формування соняшної системи, утворення с первісної туманности купи небесних тіл так, щоб відомі особливости планет та їх супутників були генетично з'ясовані (однаковий напрямок руху планет, близкість площин їх орбит до збігу і т. и.). Лаплас та Рош (який дав математичну інтерпретацію ідей Лапласа), чудесно виконали своє завдання; так, їх «історія соняшної системи», невжаючи на численну критику, в основі залишилась непереваженою до нашого часу. Ця теорія, одначе, розглядає тільки один цілком окремий випадок еволюції небесних тіл і нічого не каже про походження сили зір, що складають всесвіт. Вона була збудована виключно на підставах механіки; генетично з'ясувати рух планет можливо було, звийчайно, базуючись тільки на законах руху і лише руху, И творці не прийняли до уваги другого чинника еволюції — чинника теплового. Тимчасом небесні світила — сонце та зорі є самосяйні газові тіла; еволюція цих тіл перш над усе повина бути процесом тепловим, який характеризується зміною їх температури.

Небесні тіла випускають тепло в світовий простір; енергії з'окола вони не одержують, відносно до околишнього світу баланс їх тілько видатковий. Що ж повинно діятись з небесними тілами після такої величезної страти тепла? Перша і натуральна відповідь на це питання така: зоря в наслідок безупинного промінювання охолоджується, температура її зменшується. З цієї точки зору червоні зорі (ріжниця зоряних барв була відома вже дуже давно), мусять уявити з себе більш менш пізніший ступінь еволюції, аніж зорі білі; їх чекає цілковите згасання, теплова смерть. Це був загально вживаний погляд в астрономії ледве чи не з доби Відрождення. Він був цілком природній: критичне відношення до нього могло виникнути лише тоді, коли наслідком праці великих фізиків другої половини минулого віку народилась справжня теорія тепла і був виявлений великий принціп заховування енергії.

Першим кроком до перевірки цього погляду було питання про те, чому не загасає сонце. Справді, температура сонця на диво постійна; її хитання (зауважені на протязі останніх років) остільки незначні, що фактично вона може рахуватись постійною. Ця обставина рятує нас: адже, після обрахунків Брікнера, зниження соняшної температури тільки на 100° (при 6000°) на протязі довгого часу повинно було б викликати зниження середньої температури землі на 3 — 4°; цього було б доволі, аби настав новий льодовий період. А проте, через своє промінювання, температура сонця мусить зменшуватись що року на 1° — 5°. Отже, невважаючи на величезну страту свого тепла, при допомозі якихось внутрішніх джерел енергії, сонце багато тисячоліть є в стані постійної теплової рівноваги. Ці внутрішні джерела енергії були невідомі до другої половини минулого віку, коли працею Гельмгольца, Лана та Ріттера, на грунті закону заховування енергії, було збудовано теорію космичних газових куль.

Закон заховування енергії встановлює, що тепло та механична робота еквівалентні і при відповідних умовах переходять одно в друге. Таким чином завдання що — до викриття таємних джерел соняшної енергії зійшло на відповідь на питання про те, як і чому в середині сонця без упину відбувається механична робота. А на це питання, що відноситься до чистої механіки, знайти відповідь було не так важко. Адже сонце — це величезна маса газу, який так саме, як і все у всесвіті, підлягає закону взаємного тяжіння, що виявляється в формі сили ваги, котра на поверхні сонця в 27 разів більше, аніж на поверхні землі. Через цю вагу і тому, що сонце не є абсолютно тверде тіло, а складається з газів, має місце безупинне «осідання» шарів, його стискування, наслідком чого з'являється зменшення обсягу сонця. Коли матерьяльне тіло падає, в полі ваги відбувається механична робота; через те що шари сонця падають до його центру дуже поволі завдяки їх масі, ця механична работа повинна бути величезною. Обертаючись в тепло, ця робота надає сонцю потрібну йому для промінювання кількість енергії. Після обрахунків Гельмгольца скорочення соняшного діаметру тілько на 1/1000 його частину мустить завдати работу в 2000 разів більшу, аніж той механичний еквівалент тепла, шо його витрачає сонце шо року через своє промінювання. Таким чином, висока температура сонця безперестанку підтримується його скороченням. Це, одначе, зовсім не визначає, що «тепловий» прибуток сонця математично досконало балансує його видаток. Існує багато підстав, які дозволяють стояти на тім, що, з рештою, кількість тепла сонця все ж таки зменшується; тимто його температура повинна ступнево, надзвичайно повільно, знижуватись зовсім непомітно для нас, на протязі того невеличкого часу, яким ми оперуємо.

Отже тепловий підсумок для сонця є негативний. Повстає проте таке питання: чи є можливим існування космичної газової кулі з позитивним підсумком. Стискування такого тіла повинно надати йому теплової енергії більш, аніж воно витрачає її на промінювання, цеб-то температура його повинна підвищуватись. Блискуча, але на довгий час забута праця німецького фізика Ріттера дала позитивну відповідь на це запитання. Якщо щільність газового тіла є мала, а обсяг його через те є великий, то навіть зовсім незначне скорочення викликає цілком незбагнені кількости тепла, які не тілько компенсують видаток на промінювання, але, крім того, в значній мірі нагрівають тіло.

Видатна робота Ріттера дала зовсім нову схему еволюції світів. Спочатку дуже рідка з низькою температурою зоря має позитивний тепловий підсумок. Але ця її «молодість» не є вічна; її температура підвищується до того часу, поки збільшення шільности, що викликає зменшення виділення тепла, не зрівняє прибутку з видатком. Це — кульмінаційний пункт життя зорі, коли вона досягає своєї максимальної температури; після цього видаток тепла починає переважати його прибуток, і вже досить згускла зоря поволі наближається до теплової смерти.

Така схема Ріттера; вона не звернула на себе особливої уваги, — аджеж її неможливо було ствердити спостереженнями та фактами в епоху її появлення, цеб-то в останню чверть минулого віку. Це була лише цікава теорія, що не зробила науки плідною, тому її швидко було забуто.

Викриття надзвичайно великої ріжноманітности спектрів спочатку нічого нового в цьому відношенні не дало; так німецький астрофізик Фогель вже в 90-х роках минулого століття грунтував свою класифікацію спектрів на самій старій ідеї еволюції зорі, як газової кулі, що помалу охолоджується. Тільки видатний англійський вчений Норман Локіер пробував дати подібну класифікацію, базуючись вже на ідеях Ріттера. На жаль работи Локіера стояли окремо і були оцінені лише недавно. З початку минулого десятиліття питання про еволюцію зір було таким же темним, як і сто літ назад. Величезна купа фактів, добутих спектроскопичними дослідами, давала якісь невиразні натяки, якісь недоречні вказівки; але вони залишались загадковим письмом, що його наука не мала сили з'ясувати. Проте власне тут був захованний ключ до розвязання великої загадки еволюції небесних тіл.

Повернемося знову до зоряних спектрів. Чим визначаються їх зміни? Невважаючи на їх страшенну ріжноманітність, ми можемо упорядковати їх так, аби вони уявляли собою шерег, що без перерви змінюється; спочатку будуть спектри гелієвих зір, а наприкінці спектри червоних зір, характерних для хемичних сполучень. Цю велетенську роботу емпиричної класифікації зоряних спектрів було виконано обсерваторією Гарвардського коледжа (Америка) під керуванням славнозвісного Едварда Пінкерінг. Вже можливість її виконання показує, що зміною спектра від одної зорі до другої керує єдинний чинник. Цей чинник є температура. Справді, було б недоречним припускати, що гелієві зорі дійсно складаються тільки з гелія, а метальові тільки з важких металів. Це не тільки суперечило б думці про єдність хемичного складу всесвіту, але також і низці безперечних даних спостереження, наприклад, тому фактові що иноді зорі, які мають цілком ріжні спектри, бувають фізично звязані одна з одною, безумовно виникають з тої ж самої космичної маси. Ріжний склад зоряних атмосфер з'ясовується ріжницею їх температур, що впливають на властивости їх зверхніх шарів. Збільшення температури, як це можна довести на підставі сучасної теорії матерії, викликає такі зміни мішанини газів, завдяки котрим найбільш впливаючою на його спектр частиною буде спочатку водень, а потім і гелій. Дослід над зоряними температурами, як ми це вже знаємо, цілком стверджує це припущення.

Це головний висновок. Вже він був великим кроком уперед в справі вивчення всесвіту, але коли ми будемо грунтуватись тільки на ньому, то не зможемо вибрати ту чи иншу з двох схем еволюції, старої та нової. Для цього потрібні були ще додаткові факти; вони дозволили за останні роки скласти теорію еволюції світів, що базується виключно на спостережених фактах і дійсно уявляє з себе невичерпане джерело ідей для дослідника всесвіту. Честь викриття цих даних належить німецькому астрофізику Герцшпрунгу, а їх пояснення американцю Ресселю (1914 р.). Для того, аби виявилось все значіння цієї першої сторінки нового розділу науки про світову будову, нам необхідно ухилитеся трохи в бік.

Видима яскравість зорі походить від багатьох причин. Перш за все вона залежить від віддалення до зорі. При других однакових умовах яскравість буде тим менш, чим більш це віддалення достотніш, після відомого фізичного закону, вона змінюється зворотно пропорційно до квадрату останнього. Для того, аби можливо було порівнювати зоряні яскравости одна з другою, необхідно звільнити їх від цього впливу. Це робиться дуже просто, коли є відоме віддалення до зорі; тоді шляхом елементарного обрахунку можна з видимих яскравостей зір вивести ті яскравости, які мали б зорі, коли б всі вони були росташовані на якімсь умовнім, але певнім від нас віддаленні. За останнє приймають те віддалення, що його світло проходить протягом 33 років (швидкість світла 300.000 кіл. на сек.) — з ним і зрівнюють яскравости зір, віддалення до яких нам відоме. Вираховані в такий спосіб яскравости звуться абсолюними. їх вже цілком можна зрівнювати між собою, бо вони не залежать від ріжниці що до віддалення... Відчого ж вони залежать? Звичайно, що від двох чинників: поперше від розміру зорі, цеб-то від її діаметру, по друге — від яскравости елементів її поверхні чи, як кажуть, від зверхньої яскравости зорі. Звернемося до останньої. Сучасна фізика стоїть за тим, що зверхня яскравість тіла, яке сяє від нагрівання, залежить в ідеальному випадкові тільки від його температури (закон Киргоера); крім того, вона змінюється поруч зі зростанням останньої дуже швидко — а саме, просто пропорційно до її четвертого ступеню. Цей закон промінювання, так званий закон Стефена, є сформулований, що правда, при де-яких гипотетичних припущеннях, проте підвалини його остільки реальні, що мати сумнів відносно його пристосування до відчування небесних тіл, не доводиться.

Звернемося тепер до абсолютної яскравости зір з однаковими (звичайно, приблизно) спектрами, значить, також і температурами, — ну, напр., до червоних зір. Після вищезазначеного їх зверхні яскравости повинні бути однакові, звідси ріжниці що до абсолютних яскравостей, коли такі будуть мати місце, мусять бути з'ясовані ріжницями їх розмірів, цеб-то діаметрів.

Герцшпрунг зробив таке: він вирахував абсолютні яскравости зір, віддалення яких були відомі, та дослідів їх. Виявилося, що принаймні в родині червоних зір вони далеко не одинакові; ці зорі поділяються на дві яскраво відріжнені групи. Зорі першої групи абсолютно дуже яскраві, другої — дуже бліді; пересічно яскравість зорі першої групи в 100 разів більша, аніж яскравість зорі другої. Завважена ріжниця була остілька ясна та виразна, що вчений, який відкрив її, перші зорі назвав «велетенськими», другі «карликовими». Він думав, що ріжниця абсолюних яскравостей з'ясовується ріжницею масивности: «велетні» мають величезні маси, «карлики», дуже малі. Космогоничне значіння викриття Герцшпрунга уперше зрозумів та оцінів Г. Рессель. В своїй праці, яка вийшла в 1914 р., він пильно зіставляє абсолютні яскравости всіх зір з певними віддаленнями, упорядковуючи їх в черзі зміни їх спектрів. При цьому виявилось, що червоні зорі справді досить яскраво поділюються на дві зазначені групи; у жовтих зір цей поділ вже не є такий помітний, білі ж зорі ледви на нього лише натякають. Рессель відразу дав космогоничне пояснення цьому фактові, базуючись на поглядах Ріттера та Локіера.

Зоря має певну температуру, правдивіш середню температуру на протязі свого життя двічи — в молодости, коли вона нагрівається і в другому періоді, коли вона повільно, але неухильно наближається до теплової смерти. В цих 2-х випадках зоря, маючи однакову температуру, має також однакові зверхні яскравости, але розміри її ріжні. У перший раз — молодою — вона страшенно обрідна, її щильність є незначна, а діаметр дуже великий;, у другий раз вона вже досить збіглась, щільность її є багато більша, а діаметр менший. В перше це «велетень», що має велику абсолютно яскравість, у друге — це «карлик». За молодости всі зорі «велетні»; старістю всі вони «карлики». Чим нижче температура стадії, що її спостерігаємо, тим виразніш повинен бути поділ їх на дві групи, як це й має місце.

Таким чином, ріжниця двох груп зовсім не є наслідком ріжниці що до маси, а тільки що до щільностей. Рессель робить розрахунки цих щільностей, базуючись на дуже правдоподібних припущеннях. Виявляється, що щільність червоних «велетнів» в 2.500 разів менша, ніж середня щільність сонця (остання в 1,4 раза більша від щільности води при нормальних умовах), щільність жовтих «велетнів» вже більша, вона тільки в 400 разів переважає щільність сонця. Сонце, таким чином, є типовим «карликом», як то можна було припускати й раніш. Ці гипотетичні розрахунки що до щільностей було стверджено працями других дослідників — Шаплі, Едінгтона та инших.

Маючи остільки незначні щільности, «велетні» повинні мати розміри, що в багато разів переважують розміри нашого сонця. Визначення через одні тільки спостереження діаметрів їх, без ніяких гипотез, таким чином рішуче розвязало б це запитання. Коли б зорі мали видимі диски (помітні кутові діаметри), то простий вимір останніх, в звязку зі знанням віддалення до зорі, дозволив би нам знайти її розміри в звиклих для нас одиницях довжини, напр., у кілометрах. Одначе, цього немає, через величезні від нас віддаленням зорі здаються нам крапками без помітних видимих діаметрів. Це, звичайно, не визначає, що завдання не надається до розвязаня — справа лише в методі. Треба винайти такий об'єктивний, незалежний від властивостей ока спосіб, який дав би нам змогу робити виміри видимих нам діаметрів зір, невважаючи на їх, як здається, цілком незначну величінь. Цю проблему після багатьох невдач розвязав американський фізик Майкельсон, той самий, славнозвісний експеримент якого з верцадлами дав життя сучасній теорії відносности. Користуючись одним явищем, так званою інформацією світла, за допомогою самого могутнього в світі астрономичного верцадла обсерваторії Моунт Вільсон в Каліфорнії, Майкельсон в 1920 р. уперше зміряв видимі діаметри декількох «велетенських» зір. Ця подія була великим тріумфом науки виміру; для Майкельсона, як він казав, це було «здійсненням мрії, шо він несе її на протязі двадцати років». Виміряні видимі діаметри показалися, як і треба було чекати, цілком незначними, їх видко під кутами від 0.02 до 0.04 секунди. Якщо нам є відоме віддалення зорі, то її виміряний діаметр дозволяє визначити її справжні розміри. Виявилося, що діаметр найменшої з досліджених «велетенських» червоних зір — Арктура — у 50 разів більш, аніж діаметр сонця (останій має — 696.000 кілом.). Діаметри инших «велетнів» ще більші — наприклад, у Антареса (червона зоря в сузіррі Скорпія) він у 4 раза більш від діаметру річного шляху землі навкруги сонця, цеб-то понад міліард кілометрів. Всі ці здобутки стверждують висновки Ресселя; від нині наука про еволюцію світів лишає хиткі гипотези і набуває міцного фактичного фундаменту. Викриття Ресселя, як то завжди буває в таких випадках, поклало початок цілої низки праць инших вчених; ідея еволюції зробила науку плідною, в її світлі малюнок будови світу здобув инший вигляд.

Зорі це центри сгущення космичної матерії, вони розвиваються, переходячи послідовно велетенську та карликову стадії свого життя, і, нарешті робляться такими ж холодними, твердими тілами, як наша земля та инші планети. Яким способом зароджуються ці центри? Чи немає инших форм існування матерії у всесвіті, що переходять потім в зоряні формування? На це питання не може бути двох відповідей. Небесна фотографія виявляє величезні маси матерії з слабим сяйвом, яка широко роскидається у міжзорянім просторі. Це так звані туманности; вони уявляють з себе скупчення дуже рідких газів, що світяться при низьких температурах завдяки безупинним електричним розрядам; часом це величезні маси невеликих твердих часток, так званого космичного пилу. В туманностях ми спостерігаємо найранішу дозоряну стадію еволюції матерії. Вона ще не конденсувалась, бо в неї ще не зформувалось міцних центрів тяжіння, шо приводять до того; тут переважають чинники протилежні тяжінню. У боротьбі ріжних сил проходить ця сама перша дозоряна стадія життя матерії; туманість потроху загусає, перетворюється в червону зорю «велетенської» групи. Як же відбувається життя останньої, які сили керують нею? Колись про це писав Ріттер. Проте було б дивно, як-би сучасна наука з її величезними здобутками в обсягу фізики, відповідаючи на це питання, зупинялись би на старій теорії Ріттера. Потрібно було посунутись уперед; це зробив професор Кембриджського університету Еддінгтон.

Еддінгтон теоретично виучує стан нетрів велетенської зорі. Температура її, як ми вже знаємо, повинна бути надзвичайно високою, вона виміряється сотками тисяч, навіть мільонами градусів. При цих умовах між окремими шарами зорі, крім тяжіння повинна діяти ще одна сила, — це так зване світляне тиснення. Сучасна фізика ще з часів Максвелла вчить нас, що світляна (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» зорі за для того, аби вона в процесі своєї еволюції з червоної стала жовтою. Можна було б чекати на величезні величині — сотки мільонів років. Тим більш є дивовижний здобуток Еддінгтона: всього 2600 років. Чим з'ясувати цей дивний результат? Одно з двох: або вся теорія Еддінгтона є хибна, або ж вона є неповна, тому, що не бере на увагу якихось невідомих нам фактів. Перше припущення ми мусимо відкинути: надто добре погоджуються з наслідками спостережень инші висновки теорії.

Отже залишається припустити, що принаймні у «велетенських» зір, які розглядає Еддінгтон, крім тиснення ще є якісь джерела енергії, що підтримують промінювання зорі. Для «карликових» зір може лишитись справедливою стара теорія Гельмгольца.

Щож це за джерела енергії? Астрономія не може розв'язати це питання самостійно, тільки за допомогою фізики. Все примушує думати, що ці таємничі джерела енергії в середині атома: це та сама середатомна енергія, яка вилучається підчас складних перетворювань радія, та істнування якої ми повинні припустити для всіх инших елементів. З погляду, що є властивий вченим нашого часу, теорії Резсерфорда та Бора, яка знайшла дивне ствердження в ріжних галузях фізики, — атом є складна система рухливих маленьких тіл, що мають виличезну енергію. Вилучення цієї енергії підчас перетворювання в середині атома, серед зоряних нетрів — ось ці загадкові процеси на існування яких показує нам теорія Еддінгтона. В нетрах космичних центрів конденсації матерії, при найвищих температурах, що їх збагнути неможна, відбуваються її зміни, зріст та роспад. Зорі це тілько ті лабораторії, в середині яких відбувається таємничий перехід матерії в енергію.

Дві найбільших проблеми стоять перед сучасною наукою. Поперше — питання про будову всесвіту, як певної системи ладу, організації матерії. Друге питання — не менш велчне; це про матерію, енергію та їх еволюції. Не буде перебільшенням сказати, що ми на порозі його розвязання.