Замену нашел сам Джине. Он рассуждал так: в космическом пространстве могут случайно сблизиться две звезды. Сблизиться не настолько, чтобы столкнуться между собой под действием взаимного притяжения, но пройти так близко, что силы взаимного притяжения становятся большими. При этом прямолинейные траектории звезд искривляются, превращаются в гиперболы, обращенные одна к другой своими вершинами. Миновав вершины гипербол — точки их наибольшего сближения, — звезды опять разойдутся. Их траектории постепенно распрямятся, и звезды снова будут двигаться в мировом пространстве по прямым траекториям. Выйдут ли звезды после наибольшего сближения на гиперболы, уводящие их одну от другой, или столкнутся — зависит от начальных условий. От масс звезд и от первоначальных направлений и скоростей их движения. Образование звездных пар — двойных звезд при их сближении маловероятно. Это очень редкий пограничный случай, подобный курьезу, когда упавшая монета останется стоять на своем ребре.

Даже в том случае, когда две звезды, сблизившись на достаточно малое расстояние, разминутся, встреча не пройдет для них бесследно. Огромные силы взаимного притяжения вызовут в обеих звездах появление приливных волн. Приливные волны, как и волны океанских приливов на Земле, всегда возникают парами. На Земле они располагаются в противоположных концах диаметра, направленного вдоль линии, соединяющей центры Земли и Луны.

На сближающихся звездах высота приливных волн постепенно возрастает, и эти волны, как бы следя за партнером, приобретают форму спирали. Если звезды прошли достаточно близко, то уже на этой стадии возможен разрыв приливных волн с образованием огромных капель раскаленной материи. Такой разрыв может произойти и позже, так как огромная приливная волна не может втянуться в тело звезды как единое целое. Судьба отдельных частей приливной волны зависит от того, как высоко эти части поднялись над поверхностью звезды и какую скорость они приобрели при этом. Нижняя часть приливной волны вновь упадет на звезду. Средняя часть, распавшись на огромные сгустки, станет родоначальником планет, вращающихся вокруг своей оси и вокруг звезды по орбитам, мало отличающимся от круговых. Верхняя часть может породить кометы, движущиеся вокруг материнской езды по вытянутым эллипсам, а самая верхняя часть приливной волны способна безвозвратно уйти в космическое пространство.

Теория Джинса объясняла и происхождение спутников На каплях раскаленного вещества — протопланетах — тоже возникнут огромные приливные волны. Они в свою очередь разобьются на сгустки. Часть сгустков превратится в спутники центрального сгустка — будущей планеты. Часть упадет обратно на будущую планету. Третья часть упадет на центральную звезду.

Теория Джинса непринужденно объясняла, почему спутники и планеты Солнечной системы вращаются в одну и ту же сторону, из-за чего спутники планет и малые планеты стали твердыми, в то время как большие планеты остались жидкими: малые тела остывают быстрее крупных. Она объясняла даже возникновение пояса астероидов, находящегося между Марсом и Юпитером. Там, поясняет теория, находилась еще одна протопланета, но она двигалась слишком близко к Юпитеру, и его мощное притяжение разрушило эту протопланету.

Теория Джинса свободна от проблемы сохранения момента количества движения, ибо она исходит из того, что избыточный момент количества движения планет возник в процессе образования приливных волн и его величина может оказаться в полном соответствии с данными астрономов.

Теория Джинса была не менее ясна и наглядна, чем ее предшественница, и привлекла многих сторонников. Она тоже вошла в школьные учебники, несмотря на обнаруженное впоследствии обратное направление вращения некоторых спутников больших планет. Такие спутники могли быть захвачены планетой впоследствии, говорили сторонники гипотезы Джинса.

Но и эта теория пала жертвой математических расчетов. Ее погубила статистика.

Простые статистические оценки показали: звезды в нашей Галактике, в частности там, где расположена Солнечная система, отстоят так далеко одна от другой и имеют столь малые (в космических масштабах) скорости относительного движения, что сближения двух звезд на такие расстояния, при которых выполняются условия, предусмотренные теорией Джинса, происходят с ничтожно малой вероятностью. Требуемые скорости и расстояния сближения зажаты в очень узкие границы. Чуть ближе — они столкнутся. Чуть дальше — приливные волны окажутся недостаточно велики для того, чтобы их части приобрели «первые космические скорости» относительно материнской звезды. Но тогда сгустки материи, порожденные из приливных волн, не выйдут на орбиты спутников материнской звезды, на планетные орбиты и упадут на нее.

После того как стали ясны недостатки теории Джинса, появилась новая теория происхождения планет. Ее предложил О. Ю. Шмидт, советский ученый, больше известный как полярник и руководитель героической эпопеи челюскинцев. Он предположил, что Солнце и планеты возникают из постепенно концентрирующихся пылинок, первоначально образующих допланетное облако. Он считал, что разогрев внутренних областей планет и разогрев Солнца возникают позже вследствие распада радиоактивных элементов.

Но расчеты показали, что энергии радиоактивного распада недостаточно для поддержания излучения Солнца я течение 4,5 миллиарда лет. Это возраст старейших горных пород на Земле, оцененный на основе изучения содержания различных радиоактивных элементов и свинца в этих породах. Впоследствии теория Шмидта была переработана, чтобы увязать ее с современной теорией эволюции звезд, ванной на термоядерных реакциях в их недрах.

Загадка возникновения и эволюции звезд была осознана учеными, когда стало ясно, что звезды не вечны, что черпание внутренней энергии звезд ведет к их гибели. Астрономы-наблюдатели в течение длительного времени накапливали сведения о количестве видимых звезд, которое быстро возрастало с увеличением размеров телескопов, позволявших ученым наблюдать все более удаленные области космического пространства.

Оказалось, что звезды, недоступные невооруженному глазу, как и видимые звезды, можно классифицировать по их цвету: они бывают от голубовато-белого до темно-красного цвета. Было естественным предположить, что различие цвета связано с различием температуры на поверхности звезд.

Решающее влияние на развитие астрономии сыграло изобретение спектрального анализа, позволившего судить о химическом составе звезд на основе исследования их света.

У. Волластон в 1802 году обнаружил в спектре Солнца семь тонких темных линий. Он решил, что они разделяют между собой цвета солнечного спектра, и не придал им никакого значения. И. Фраунгофер, экспериментируя в 1814–1815 годах с изготавливаемыми им стеклянными призмами и пропуская через них свет Солнца, заметил множество тонких темных линий, рассекавших получающийся при этом спектр. Он обратил внимание на то, что расстояние между отдельными линиями изменялось в зависимости от состава стекла, примененного для изготовления призмы.

Фраунгофер внес чрезвычайно большой вклад в создание оптических приборов, начиная от разработки методов изготовления оптического стекла и способов полировки призм и линз до создания совершенных объективе Он нашел применение открытым им темным линиям спектре Солнца для оценки преломляющих свойств стекла.

Но Фраунгофер не стал изобретателем спектрального анализа. Областью его интересов были оптические приборы, а открытые им темные линии он применял лишь для измерения характеристик различных стекол.

Первым, кто связал спектральные линии с определенными химическими элементами, был Ф. Тальбот. А связь между темными линиями и яркими линиями, возникавшими в опытах с лабораторными источниками света, установил в 1849 году Л. Фуко. Он наблюдал яркие спектральные линии, появлявшиеся иногда в пламени вольтовой дуги. Особенно яркой была желтая спектральная линия, возникавшая, когда в пламя вольтовой дуги попадали вещества, содержащие натрий. Но когда он направлял через пламя дуги солнечный свет, на том же месте экрана возникала темная линия. Фуко понял, что пары натрия, испускающие желтую спектральную линию, поглощают часть солнечного спектра, соответствующую этой спектральной линии. Она кажется темной потому, что яркость соседних участков солнечного спектра много больше, чем яркость спектральной линии, излучаемой атомами натрия при температуре вольтовой дуги. Однако и это открытие не привлекло должного внимания.

Лишь через десять лет Г. Кирхгоф и Р. Бунзен опубликовали работу, положившую начало новой области науки — спектральному анализу. После работ Кирхгофа и Бунзена стало совершенно ясно, что фраунгоферовы линии возникают в том случае, когда свет, излучаемый раскаленным телом, проходит через пары, находящиеся при более низкой температуре. Причем положение спектральных линий является «визитной карточкой» каждого химического элемента.

Так родилась астрофизика. Читатель вправе возразить: возможность изучать химический состав небесных тел должна породить астрохимию, а не астрофизику. В этом доля правды, но астрохимия, возникнув на основе спектрального анализа, остановилась бы в своем развитии на самом начальном этапе — на стадии классификации. Ее венцом было бы введение в звездные каталоги дополнительного столбца, содержащего сведения о химическом составе атмосферы каждой из звезд.

Но перед физиками, интересующимися проблемами мироздания, и перед астрономами, желающими понять строение и эволюцию небесных тел, спектральный анализ открыл широчайшие перспективы. Сравнение положения фраунгоферовых линий, наблюдаемых в спектрах звезд и туманностей, с такими же линиями, наблюдаемыми в лаборатории, показало, что они во многих случаях сдвинуты к красному или фиолетовому концу спектра. Так в арсенал астрофизиков вошел закон Доплера, обнаружившего влияние движения источника звука на высоту акустических тонов, а значит, и на длину звуковых волн. Так доплеровское смещение оптических спектральных линий стало основой надежного измерения скоростей движения звезд. Позже астрофизики начали применять измерение сдвига спектральных линий, испускаемых газовыми туманностями, для определения скоростей их движения. Изучая строение спектров небесных объектов, физик может получить сведения о температуре излучающих и поглощающих слоев газовых туманностей и атмосфер звезд, о наличии и величине магнитного поля. А для Солнца и протяженных туманностей может также получить сведения о распределении магнитных полей в пространстве (так были обнаружены и изучены магнитные поля солнечных пятен), о движениях в атмосферах звезд и в газовых туманностях и т. п.

Астрофизики получили данные, по которым астрономы вычислители определили взаимные движения двойных звезд, скорости и направления движения многих небесных объектов и многое другое, о чем будет рассказано ниже.

Так было установлено, что основная часть света Солнц и звезд исходит из глубин их атмосфер, где давления велики. С увеличением давления растет и ширина всех спектральных линий. При очень высоких давлениях спектральные линии сливаются между собой, спектр становится сплошным, подобным спектру раскаленного твердого вещества. Наблюдая сплошной спектр, невозможно судить о составе светящегося вещества. Но в более высоких и более холодных частях атмосферы Солнца и звезд, где давление мало, происходит образование фраунгоферовых линий. Оно возникает вследствие поглощения части света, идущего из глубины, теми атомами, которые находятся в верхних слоях атмосферы Солнца и звезд, где температуры ниже, чем в глубинных областях.

Астрономы, овладевшие методами спектрального анализа, вскоре обнаружили в спектрах некоторых туманностей яркие спектральные линии. Это означало, что туманности образованы разреженными светящимися газами. Но существуют и другие туманности, в спектрах которых нет ярких линий, а наблюдаются только фраунгоферовы линии. Они являются не истинными туманностями, а удаленными звездными скоплениями, в которых и крупнейшие телескопы не способны выделить отдельные звезды. Фраунгоферовы линии возникают здесь при прохождении света звезд через их атмосферы и разреженные газовые облака, подобные тем, что обнаружены в межзвездном пространстве нашей Галактики.

Спектральный анализ позволил астрономам судить о температуре и составе звезд. На этой основе астрофизики построили теорию эволюции звезд. Согласно этой теории, звезды образуются в огромных туманностях, вещество которых постепенно собирается в крупные сгустки-сгустки-протозвездыПервоначально туманность состоит из холодных и холодных частиц космической пыли, образовавшихся в ходе случайных столкновений атомов.

По мере сжатия протозвезд энергия силы тяготения — гравитационная энергия — превращается в тепловую энергию, и протозвезда становится видимой. Она выглядит слабо светящееся красным светом протяженное тело. В этой стадии ее уже считают звездой и относят к классу красных гигантов. Наблюдения, проведенные в последнее время в невидимых инфракрасных лучах, позволили обнаружить инфракрасные звезды — протозвезды, более холодные, чем красные гиганты.

Спектры красных гигантов содержат фраунгоферовы линии, свидетельствующие о том, что светящаяся звезда окружена холодной газовой оболочкой.

Ниже мы более подробно проследим дальнейшую эволюцию звезд. Теперь же отметим, что только привлечение спектрального анализа позволило изучать процессы, происходящие в глубинах космоса, узнать, на какой стадии развития звезд возникает возможность образования планетных систем. Спектральный анализ заставил астрофизиков отбросить первоначальный вариант теории происхождения звезд, исходивший из того, что весь запас энергии протозвездной туманности заключается в ее гравитационной энергии. Потребовал пересмотра и второй вариант, к которому была дополнительно привлечена энергия, освобождающаяся за счет радиоактивного распада. И этой энергии оказалось недостаточно для того, чтобы обеспечить свечение звезд в течение миллиардов лет.