1924 Джинс, Происхождение Солнечной системы (1119301)

Просмтор этого файла доступен только зарегистрированным пользователям. Но у нас супер быстрая регистрация: достаточно только электронной почты!

Текст из файла

Т. IV, ВЫП. 4 — 5.1924 г.УСПЕХИ ФИЗИЧЕСКИХ НА УК.ПРОИСХОЖДЕНИЕ СОЛНЕЧНОЙ Г ИСТО Ы ЧДж. Джине.Современные астрономы располагают телескопами, отверстии которых лежат в пределах от отверстии глазного зрачка (одна питандюйма) до отверстии гигантского телескопа на Моунт-Вильсон — более100 дюймов в диаметре.

Если бы мы жили среди беспредельногопространства, равномерно заполненного звездами, или если бы .»тораспределение молено было бы считать равномерным цри осуществимыхразмерах телескопов, то число звезд, видимых в различные телескопы,можно было бы принять пропорциональным кубу отверстия.В действительности, наш невооруженный глаз различает около5 000 звезд; с помощью дюймового телескопа это число возрастает, примерно, до 100 000, с помощью десятидюймового—до •") миллионов, ас помощью стодюймового, вероятно, до 100 миллионов.

Эти числавозрастают гораздо медленнее, чем кубы отверстий. Отсюда можнозаключить, что мы окружены неравномерным нолем звезд. Мы живем,в конечной вселенной, распределение тел в которой очень заметноредеет даже на небольших расстояниях, достижимых для наших телескопов. Предполагают, что вся вселенная содержит, примерно,1 500 миллионов звезд; наше Солнце находится не очень далеко отцентра ее.Представим себе различные небесные тела в порядке их удаленииот нас.

Пренебрегая всеми телами, много меньшими нашей земли, мыдолжны прежде всего остановиться на Венере и Марсе, которые приближаются к нам на расстояние 26 и 35 миллионов миль. Далее идетМеркурий, ближайшее расстояние которого до нас составляет 47 миллионов миль. Самая далекая планета (Нептун) отстоит от нас нарасстоянии около 2 800 миллионов миль.Nature. ИЗ, 329, 1924.и ψίϊ:πΐ4(*<Μ:ΐί\ илук. Т. I V . B u n , 4 - П .1 ;>218ДЖ. ДЖПНСНо вот наступает большой пробел. Первое светило за ним —тусклая звезда Proximo, Центавра, на расстоянии 24 триллионов миль,то-есть в 8 000 раз дальше Нептуна; вслед за ней — α Центавра, нарасстоянии 25 триллионов миль of нас. Затем, по порядку, идут слабая красная звезда Munich 15 040, на расстоянии 36 триллионов миль,и другая слабая звезда—Лаланд 21 185—на 47 триллионов миль. Следовательно, ближайшая группа звезд отстоит от нас в миллионы раздальше, чем близкая нам группа планет.

Затем идет Сириус, самая яркаязвезда на небе, на расстоянии 50 триллионов миль. Далее начинаетсяцелый ряд небесных тел, удаленных от нас в 20 000 и более раздальше, чем Сириус; но гораздо раньше этих тел встречаются спиральные и сфероидальные туманности и первичные звездные кучи. Ближайшей кз последних, расстояние которой известно более или менееточно, является звездная куча N. G. С.

7С08 которая, согласно Ш е п л и(Shapley), отстоит от нас в 25 000 раз дальше Сириуса. Свет от этойзвездной кучи достигает нас через 200 000 лет; между тем, для прохождения всей толщи этой кучи свету требуется несколько сотен лет.Повидимому, звездная куча N.

G-. С. 6 822 удалена значительнобольше. По Ш е π л и, ее расстояние от нас составляет около6 000 000 000 000 000 000 (6.1018) миль,—это расстояние свет проходитв миллион лет. Как можно теперь думать, свет, излученный этимизвездами в настоящий момент, дойдет до нас к концу существованиянашей солнечной системы, сЕет же, наблюдаемый сейчас, был излученв эпоху возникновения наших планет.Нелегко сопоставить и сравнить одновременно все эти различныерасстояния, но мы все же попытаемся это сделать. Земля движетсявокруг Солнца со скоростью около двадцати миль в секунду; за год онаописывает орбиту, длиною около шестисот миллионов миль.Если мы площадь орбиты земли представим в виде булавочнойголовки или точки с радиусом в сотую долю дюйма, то Солнце будетравно по величине невидимой пылинке, а Земля — ультрамикроскопической частичке, диаметром в одну миллионную долю дюйма.

ОрбитаНептуна, заключающая внутри себя всю солнечную систему, представится окружностью мелкой монеты и.ежду тем как] расстояние доближайшей звезды, Proximo, ЦентаБра, сделается равным 75 ярдам,а до Сириуса—160 ярдам. В том же масштабе, расстояние до ближайшей звездной кучи N. G. С. 7 006 представится длиной 2 400 миль,а до кучи N. G.

С. 6 822 — около 12 000 миль, а, стало быть, грубо говоря, вся вселенная может быть представлена в объеме нашей земли.Отсюда видно, что мы собираемся изучать происхождение иисторию системы, размеры которой так относятся к размерам вселенной, как относятся размеры трехпенсовой монеты к размерам земли.Отчего же мы так заинтересовались этой мелкой монетой? Преждевсего потому, что при всем своем ничтожестве она — наша собствен-ПРОИСХОЖДЕНИЕСОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ219ность, или, по крайней мере, часть ее, диаметром в миллионную долюдюйма, — является нашей собственностью.

Но есть здесь еще и исторические мотивы, совсем не такие сентиментальные.Мы уже указывали, что между нашей системой и ее соседямилежит колоссальное пространство. Для развития астрономическихзнаний это пространство служило всегда большой помехой. Ещев прошлом веке человеческое представление о мире за пределамиэтого пространства было крайне скудно; звезды являлись не болеекак светящимися точками, «неподвижными светилами». В то времяпроблема мироздания по необходимости сводилась к проблеме о происхождении нашей системы.Последние исследования изменили все это, и современные астрономы располагают большим запасом сведений о природе, строении идвижениях тел, лежащих за пределами нашей системы.

Космогонистпрошлого века мог утверждать, что солнечная система возниклатак-то и так-то, не опасаясь, что его теории потерпят фиаско, при-сопоставлении с другими системами. Но если я теперь предлагаю вамтеорию происхождения солнечной системы, то вы сейчас же можетепотребовать ее приложения к объяснению свойств полутора миллиардов систем, лежащих за пределами упомянутого выше промежутка.Шло ли их развитие тем же путем, а если нет, то — почему? Начатьизучение хорошо именно с этих систем.Среди этих полутора миллиардов объектов есть некоторое, н»•бодьшое сравнительно, количество классов, природа и поведение котоостаются загадочными: это—планетарные туманности, переменные, перемзнныз с большим периодом, типа Миры Кита и немногох.

За исключением их, все остальные известные объекты можнорасположить в один простой непрерывный ряд. Ряд этот можно составить, примерно, по возрастающей плотнссти: он начнется с особенноразреженных туманностей и кончится твердыми звездами с плотностьюжелеза. Но не подлежит сомнению, что ;акой ряд является рядомэволюционным; по законам физики, плотность тела увеличивается,если оно излучает тепло, помимо же этого плотность не увеличивается.Начнем же наш обзор с самых первых доступных нам звеньев цепи —•с туманностей.Если исключить загадочные «планетарные' туманности, то всеостальные распадаются на два резко отграниченных класса, которыеможно назвать туманностями правильной и неправильной формы.Представителями туманностей неправильной формы являются,напримэр, бэльшие туманнссти Ориона и туманности окружающиеПлеяды. До самого последнего времени, туманностям неправильнойформы приписывала очень большую роль в эволюции миров.

Отмечалозь, что они обычно связаны с особенно горячими звездами: отсюдавытекала красивая, простая космогония, смотрящая на эти звезды, как15*Т1Пχ,Κ.Д;/,'Ш/Гна продукт конденсации туманностей и допускающая, в их последующей жизни, постепенное, непрерывное охлаждение. Так:Ш космогония была слишком проста, чтобы просуществовать долгое время. —она была создана несколько десятилетий назад исследованиями Р ё с е е л я ^(Russell), Г е ρ ц га π ρ у н г a CHertzsprung) и других. Благодаряпоследним, мы теперь знаем, что очень горячие звезды связаны с неправильными туманностями и что они находятся в апогее своей жн.чни,начинай склоняться к старости.Пусть некоторая масса раскаленного газа сжимается и излучаетт.

плоту. Если бы масса излучала, не сжимаясь, она охлаждалась бы;если же масса, напротив, сжималась, не гзлучая, — она стала бынагреваться. Но если излучение и сжатия происходят одновременно,то без математического исследования неизвестно, какая из двух тенденций возьмет верх. В 1870 г. Г о м е р Л э н (Ношег Lane) показал,что масса газа, при достаточно малых давлениях, когда она приблизительно подчиняется обычным законам, должна, в действительности,нагреваться при излучении. Охлаждение не м :да:т начаться до техпор, пока плотность не достигнет некоторого предела, когда наступают отклонения от законов совершенного газа; эт J происходит тогда,когда туманность уже не далека от стадии ожижения.

Отсюда мывидим, что максимум температуры относится к среднему возрастузвезды, — к возрасту, когда ее вещество не может считаться совершенным газом. В этот средний период жизни звезды, температура наее поверхности должна быть около 2-)00(РС, тогда как температурав ее центре может достигать миллионов градусов. Ее средняя плотность,вероятно, равняется около одной десятой плотности воды. Неизвестноеще. почему звезды с такой максимальной температурой находятсяв какой-то тесной связи с туманностями неправильной формы.

Возможно, что некоторые звезды, при очень высоких температурах,в состоянии освещать окружающие скопления материи, которые помимо этого были бы невидимыми. Во всяком случае, повидимому,туманности неправильной формы не служат неотъемлемым звеномв эволюционной цени. Вероятнее, что они являются побочным пгодуктом и, в качестве таковых, мы будем их рассматривать в дальнейшем изложении.Вернемся теперь к туманностям правильной формы. Большинствоиз них имеют вид кругов или эллипсов, иногда плавно очерченных поконцам большой оси, иногда же обладающих заостренными концами.Пример последнего типа представлен на рис.

1. (Туманность N. G. С.3 115.) Целый ряд туманностей правильной формы исследовался спектроскопически, при чем, в некоторых случаях, обнаруживалось быстроевращение вокруг оси, совпадающей с кратчайшим диаметром туманности. Математик может вычислить форму, которую принимает массаразреженного газа, при вращении. Если бы вращательное движениел]'0исх('ЖД1-:ш1кСОЛНЕЧНО!}CUCTJ-:MJ>Imотсутствовало, то масса приняла бы cj орму шара. При медленном вращении форма переходит в слегка сдавленный эллипсоид вращения, —тело, напоминающее апельсин, как напоминает его наша земля.

Характеристики

Тип файла PDF

PDF-формат наиболее широко используется для просмотра любого типа файлов на любом устройстве. В него можно сохранить документ, таблицы, презентацию, текст, чертежи, вычисления, графики и всё остальное, что можно показать на экране любого устройства. Именно его лучше всего использовать для печати.

Например, если Вам нужно распечатать чертёж из автокада, Вы сохраните чертёж на флешку, но будет ли автокад в пункте печати? А если будет, то нужная версия с нужными библиотеками? Именно для этого и нужен формат PDF - в нём точно будет показано верно вне зависимости от того, в какой программе создали PDF-файл и есть ли нужная программа для его просмотра.

Список файлов учебной работы