8
Предполагалось, что электроны крайне малы, и можно пренебречь их размерами и силой их взаимного отталкивания, нейтрализуемой положительным зарядом ядер.
Уравнение состояния идеального газа, в котором произведение давления газа на его объем пропорционально температуре, астрофизики обычно предпочитают переписывать в виде зависимости давления газа от его плотности, температуры и химического состава. Используется и понятие «неидеальные газы», для которых в уравнение состояния введен размер частиц и энергия взаимодействия между ними.
Яркость звезды, наблюдаемой на Земле, зависит от расстояния до нее. Количество световой энергии, испускаемое звездой в секунду, — это ее «светимость». Также вводится понятие «видимая яркость звезды», определяемая как светимость звезды, деленная на квадрат ее расстояния до Земли — его астрономы определяют, наблюдая изменение положения звезды относительно более удаленных звезд за шесть месяцев, то есть время, в течение которого Земля проходит половину орбиты вокруг Солнца. Это смещение называется «звездный параллакс». Если звезда находится так далеко, что ее звездный параллакс слишком мал, то расстояние до нее можно определить по яркости, спектральным линиям и температуре. Всю эту информацию можно получить из диаграммы Герцшпрунга-Рассела (HR-диаграммы).
Рассматривая цефеиду как идеальный газ, Эддингтон построил модель, согласно которой произведение периода пульсации звезды на квадратный корень из ее плотности является константой. Это соответствовало наблюдаемому максимальному увеличению яркости звезды при прохождении фазы ее минимального радиуса, так как в это время температура и плотность звезды максимальны.
Чтобы измерить температуру поверхности звезды, астрономы предполагают, что звезда — это «абсолютно черное тело», гипотетический объект, который является прекрасным излучателем и прекрасным поглотителем радиации. Спектр излучения черного тела при различных температурах может быть представлен в виде графика зависимости интенсивности радиации от длины волны. Интенсивность равна нулю при нулевой длине волны, затем она растет, достигает максимума и спадает до нуля при увеличении длины волн. Максимум обычно находится не в середине кривой, а смещен к низким или высоким длинам волн в зависимости от температуры черного тела — положение максимума позволяет определить температуру тела. Измерения интенсивности света от различных звезд показывают, что они действительно излучают свет почти как абсолютно черные тела. Это позволяет астрономам использовать формулу излучения абсолютно черного тела, выведенную немецким физиком Максом Планком в 1900 году.
Диаграмма Рассела была впервые опубликована в 1913 году. Позднее Рассел улучшил ее. Поначалу диаграмму называли именно диаграммой Рассела. В 1933 году Бенгт Стрёмгрен, молодой датский астрофизик и близкий друг Чандры, из патриотических соображений решил исправить эту несправедливость и ввел новое название: диаграмма Герцшпрунга-Рассела (HR-диаграмма).
Несколькими годами позже 2 Эридана А и 2 Эридана В были переименованы в 40 Эридана А и 40 Эридана В.
Измерение орбитальных параметров — периода обращения двух звезд вокруг общего центра, расстояния двойной системы от Земли (по звездному параллаксу) и эксцентриситета орбиты достаточно для вычисления массы звезды. Радиус может быть вычислен по температуре поверхности звезды и ее яркости, среднюю плотность определяют по отношению массы звезды к ее объему.
В наше время астрофизики определили, что температура Сириуса В примерно 25 тысяч градусов, то есть он является звездой В-типа, намного более горячей, чем Сириус А, температура которого равна 10 тысячам градусов. По данным о температуре Сириуса В определен его радиус, примерно равный 4800 километрам, то есть немного меньше земного. В своей книге «Внутреннее строение звезд» Эддингтон получил почти в четыре раза большее значение. Пересмотренная оценка средней плотности Сириуса В составляет миллион граммов на кубический сантиметр, в сто раз больше, чем у Эддингтона. Эти ошибки были вызваны трудностями наблюдения, связанными с чрезвычайной яркостью Сириуса А, который почти полностью скрывал своего тусклого компаньона Сириус В.
Вычисление проводится следующим образом: количество энергии, которое выделяется из-за сжатия газовых частиц при уменьшении шара бесконечно большого радиуса до радиуса Солнца, делится на среднее количество энергии, испускаемое Солнцем в секунду.
До открытия нейтрона в 1932 году физики предполагали, что ядро состоит из протонов и электронов и, таким образом, ядро гелия состоит из четырех протонов и двух электронов, суммарный положительный заряд которых уравновешивает отрицательный заряд двух электронов на орбите. Так как масса электрона в 1836 раз меньше массы протона, в вычислениях она игнорировалась.
Астрофизики тогда не задумывались о происхождении более тяжелых элементов и только предполагали, что они были частью межзвездной пыли, из которой образовались звезды.
Эддингтон использовал данные для более яркой из двух звезд, составляющих двойную систему Капелла-Капелла А, расположенную на расстоянии 1014 километров от Земли в созвездии Возничего. Согласно Эддингтону, данные наблюдений для Капеллы были «необычно полными» и позволили чрезвычайно точно определить ее массу, температуру поверхности, радиус и яркость.
После четырех лет, проведенных в Кембридже, Пэйн получила сертификат, означавший, что будь она мужчиной, то могла бы получить ученую степень бакалавра. Лекция, прочитанная Шепли в 1923 году на встрече Британской астрономической ассоциации, произвела на Сесилию огромное впечатление. Она подошла к Шепли и спросила, могла бы она продолжать свое исследование в Гарварде. С одобрения Эддингтона и Милна Пэйн оставила Кембридж и уехала в Гарвард, где стала доктором философии в Рэдклиффе (женский колледж в Гарварде). Пэйн была первой женщиной, получившей степень доктора философии за исследования, проводимые в Гарвардской обсерватории, и первой женщиной, ставшей профессором в Гарварде. Директор Йеркской обсерватории Отто Струве сказал, что ее диссертация — «самая блестящая диссертация, когда-либо написанная по астрономии».
Полагая, что электронный газ внутри белого карлика можно считать идеальным, Эддингтон определил, что его температура равна примерно миллиарду градусов Кельвина.
В 1915 году английский ученый Генри Мозли в возрасте 28 лет был убит в сражении при Галлиполи. Это вызвало крайнее возмущение английского научного сообщества. Правительству пришлось признать, что правильнее использовать ученых не на поле боя, а в исследованиях, направленных на военные цели. Если бы Мозли не погиб, он почти наверняка получил бы Нобелевскую премию за свои работы в области атомной физики.
Бор достигал этого, комбинируя физику Ньютона для планетарных движений со следствиями квантовой механики таким образом, чтобы атомы оставались стабильными. Затем он понял тщетность этого подхода и смело решил постулировать их стабильность. Он предположил, что для электронов в атоме допустимы только определенные орбиты, в отличие от планет, которые могут находиться на любом расстоянии от Солнца.
Теория белых карликов Фаулера основана на уравнении, которое связывает давление электронного газа с его плотностью. А уравнение идеального газа связывает давление газа не только с плотностью, но и с температурой. Отсутствие температуры в теории Фаулера — неожиданный вывод из квантовой механики. Когда белый карлик остывает полностью, его температура фактически становится равной нулю. Если бы это был идеальный газ, то его давление также было бы равно нулю, и произошел бы коллапс, как и предсказывал Эддингтон. Но принцип запрета Паули противоречит этому, поскольку появляется направленное наружу давление вырождения, даже если температура звезды равна нулю. Другими словами, несмотря на то что по измерениям астрономов белые карлики очень горячие и очень тусклые, физики могут изучать их состояние, как если бы они были холодными и невидимыми.
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.
