26
В 1931 году Дирак показал, что эти странные частицы — позитроны, частицы материи, идентичные электронам, только вот электроны имеют отрицательный заряд, а позитроны — положительный. При столкновении электрона и позитрона они взаимно уничтожаются (происходит аннигиляция), превращаясь в кванты света. В том же году позитроны были обнаружены в космических лучах Карлом Андерсоном, работавшим в Калифорнийском технологическом институте. Эддингтон должен был изменить свои представления о том, что звезды сияют в результате взаимоуничтожения электронов и протонов. В действительности это происходит в результате аннигиляции электронов и позитронов.
Эддингтон никогда не говорил, что означает буква «Е» в названии его Е-чисел. Возможно, это первая буква имени Эддингтон!
Эддингтон рассчитал скорость разбегания галактик и получил 778 километров в секунду на каждые 30 миллионов триллионов километров (один мегапарсек) расстояния галактики до Земли. Астрономы же получили величину 550 километров в секунду на мегапарсек. Вопрос о разбегании галактик рассматривается в главе 13.
Эддингтон предполагал, что Вселенная должна быть вырожденным газом. Он использовал квантовую статистику для расчета общего числа электронов, если заполнены все возможные уровни энергии вплоть до самого верхнего. Эддингтон полагал, что это будет энергия электрона, полученная из соотношения E = mc2, где m — масса электрона. Эддингтон подогнал конечный результат, чтобы получить желаемое число электронов.
Комбинационное рассеяние света было почти одновременно открыто Раманом и советскими физиками Л. И. Мандельштамом и Г. С. Лансбергом в 1928 году (Раман сделал свое открытие на неделю позже). (Примеч. редактора.)
Чандра получил величину, равную 0,91 массы Солнца. К 1934 году он сделал более точный расчет и показал, что максимальная масса зависит от химического состава белого карлика. Точное значение менее важно, чем существование максимальной массы, выше которой белый карлик начинает коллапсировать. В настоящее время предел Чандрасекара считается равным 1,4 массы Солнца. Тогда же физик Ханс Бете открыл ядерные реакции, обеспечивающие звезды энергией, и внес значительный вклад в понимание процессов, идущих на звездах.
Строго говоря, давление вырождения зависит от температуры звезды. Фаулер и Чандра ограничились случаем белого карлика при нулевой температуре, когда звезда остыла и затвердела, то есть достигнуто максимальное вырождение. Это вполне разумное приближение для упрощения уравнений. Если бы белые карлики на самом деле имели нулевую температуру, они были бы невидимыми. Тем не менее астрофизики строили такие модели белых карликов, как если бы они были электронным газом при нулевой температуре.
В 1929 году Уильям Андерсон, 39-летний физик польского происхождения из эстонского Тартуского университета, сообщил Стонеру, что тот не принял во внимание специальную теорию относительности в своих ранних работах. Но Стонер быстро обнаружил, что использование специальной теории относительности Андерсоном было некорректным. Впоследствии Стонер получил правильный результат для релятивистского вырождения — такой же, как у Чандры, — его иногда называют уравнением Стонера-Андерсона. Эддингтон переписывался со Стонером по вопросу о новых данных для массы белых карликов и рекомендовал для публикации две последующие работы Стонера по релятивистскому вырождению.
Човла вернулся в правительственный колледж, провел большой объем исследований в Лахоре и доказал несколько теорем, названных его именем. Когда в ночь с 14 на 15 августа 1947 года страна была разделена на Индию и Пакистан, Човла и его семья улетели в Дели. Оттуда они направились в США, где Човла продолжил свою научную карьеру. Он умер 10 декабря 1995 года.
Фраза взята из письма Эйнштейна к Борну от 4 декабря 1926 года. Борн всегда считал, что его заслуги в разработке квантовой механики не оценены должным образом, и довольно позднее присуждение ему Нобелевской премии (1954) — результат интриг его бывших сотрудников, которые достигли большего авторитета и стали более известными, чем он. Будучи евреем, Борн был вынужден покинуть Германию в 1933 году. Он провел два года в Кембридже в качестве стоксовского лектора, а затем шесть месяцев в Бангалоре у Рамана в Индийском институте науки. В 1935 году Эдвард Т. Уиттекер добился для Борна должности профессора натуральной философии в Эдинбурге, с которой он и вышел в отставку в 1953 году. Уиттекер также добился для Борна полной пенсии — Борн потерял все свое имущество и деньги, бежав из Германии. Борн получил Нобелевскую премию вместе с Вальтером Боте. Борну это было весьма неприятно, поскольку Боте активно работал над разработкой немецкой атомной бомбы. Борн умер в 1970 году.
Институт Зоммерфельда находится в Мюнхене, институт Борна — в Гёттингене. Мюнхен, Гёттинген и Копенгаген считались тремя главными центрами исследований в области атомной физики.
Герасимович Б. П. (1889–1937) — известный советский астроном, с 1933 года директор Пулковской обсерватории. Репрессирован, реабилитирован посмертно. (Примеч. редактора.)
Имеется в виду теория политропных шаров. Эта теория, возникшая в начале XX века, позволяет вычислить температуру и давление внутри звезды по значениям этих величин на ее поверхности в предположении, что звезда представляет собой идеальный газ. Эддингтон широко использовал теорию политропных шаров в своих исследованиях цефеид. Более того, он распространил ее для моделирования звездных процессов, которые описаны в книге «Внутреннее строение звезд».
Чандра показал, что максимальная масса белого карлика равна 5,728 массы Солнца, деленной на средний молекулярный вес в квадрате. График, который он представил на заседании Королевского астрономического общества 11 января 1935 года, построен на основании математических расчетов; он демонстрирует процесс эволюции белого карлика и что произойдет, когда масса карлика превысит максимальную массу. График ясно показывает, что, если масса белого карлика M приближается к максимальной массе M3, радиус R обращается в нуль и звезда сжимается до нуля.
Из общей теории относительности Эйнштейна следует, что законы физики одинаковы для всех наблюдателей в любой части Вселенной и не зависят от их движения. Это утверждение называется принципом относительности. Милн же считал, что теория гравитации Эйнштейна есть следствие всеобщего распределения материи. Но распределение материи неодинаково во Вселенной. Она сконцентрирована в галактиках, поэтому только для наблюдателей, находящихся в центре галактик, законы гравитации будут одни и те же. Милн хотел вывести новые законы гравитации, которые бы объясняли формы галактик, однако это ему не удалось.
В этой статье, представленной 9 июня на заседании Королевского астрономического общества, Эддингтон, используя результаты Фаулера, сделал вывод, что Сириус В содержит большое количество водорода. Он признал, что это противоречит общему мнению, что белый карлик является сгоревшей звездой. Он предположил, что звезда в начале своей эволюции проходит через стадию квазибелого карлика, который состоит почти полностью из водорода. При сжатии водород загорается и превращается в азот и кремний. В этот момент звезда начинает расширяться и эволюционирует обычным образом. То есть она дважды за свою жизнь становится белым карликом, что невероятно. Эддингтон пришел к заключению, что формула Стонера-Андерсона, «обычно используемая в теории белых карликов, ошибочна, а первоначальная формула Фаулера, по-видимому, правильна». По его мнению, высокое содержание водорода в Сириусе В позволяет сделать разумное предположение, что он возник из верхних слоев Сириуса А.
В настоящее время астрономы не полностью разобрались в эволюции звезд Вольфа-Райе. Считается, что они постепенно теряют свою оболочку атмосферных газов, оставляя незащищенными внутренние области, в которых происходят ядерные реакции.
Звезды Ван Маанена были открыты в 1917 году голландским астрономом Адрианом ван Мааненом.
Массу белых карликов, которые не являются частью двойной системы, подобно звездам Ван Маанена, астрофизики определяют по их гравитационному красному смещению, а радиус — из их звездных параллаксов, видимой яркости и температур.
