4
астрофизики —
космологическая. В 1922 г. А. А. Фридман нашел нестатические решения уравнений
Эйнштейна для Вселенной, а в 1929 г. Э. Хаббл открыл закон
красного смещения галактик, так что развитие
релятивистской космологии происходило без остановок.
Со звездами ситуация оказалась сложнее. В то
время еще не были известны причины излучения обычных
звезд, не было ясно, сколько звезды «живут», как они
«рождаются» и «умирают». Основная идея, выдвинутая
У. Кельвином (Томсоном) в 1861 г. и независимо от
него Г. Гельмгольцем, заключалась в следующем:
звезды светят оттого, что медленно сжимаются.
Гравитационная энергия переходит в тепловую, звезда
разогревается и излучает. Однако эта теория давала слишком
малый «возраст» Солнца.
В конце 10-х годов нашего века теорией внутреннего
строения звезд занялся А. Эддингтон. Сначала он был
сторонником такой идеи: внутри звезд происходит анни-
5
.гиляция вещества с выделением энергии. Но в то время
ядерная физика еще не была достаточно развитой, в
частности, не был даже открыт нейтрон, столь важнейшая
частица в ядерных превращениях. Из-за этого трудно
было сказать, какие внутренние процессы действительно
поддерживают температуру звезды, какие именно
процессы создают газовое давление, действующее против
силы тяжести, стремящейся сжать звезду. Тем не менее
А. Эддингтон в одной из своих работ уже в 20-е годы
выдвинул идею о возможном синтезе гелия из водорода
в недрах Солнца.
В 1932 г. появилась работа Л. Д. Ландау «К теории
звезд»1, где в рамках квантовой физики было показано,
что поддерживать звезду против действия сил тяжести
может не только обычное газовое давление, но и так
называемое давление Ферми.
При очень высоких плотностях для описания
состояния вещества необходимо уже применять квантовую
механику. А в квантовой механике существует принцип
Паули, запрещающий некоторым элементарным
частицам (протонам, нейтронам, электронам) находиться в
одинаковом состоянии: например, два электрона не
могут одновременно иметь.одинаковую энергию. Частицы,
для которых справедлив принцип Паули, называются
фермионами (в 1932 г. из фермионов были известны
лишь протоны и электроны).
Если обычный газ охладить до абсолютного нуля,
его тепловая энергия тоже исчезнет. Но газ из
фермионов, даже охлажденный до абсолютного нуля, обладает
все же некоторым запасом энергии: какая-то из этих
частиц будет иметь нулевую тепловую энергию,
другая —
обладать некоторой конечной энергией, отличной
от нуля, а третья —
еще большей энергией и т. д. (в
данном случае, как говорят физики, частицы полностью
заполняют все низшие энергетические уровни). Такой
газ из фермионов называется вырожденным, а его