Давление излучения
Человек испытывает уважение к силам природы только тогда, когда они ему неприятны. Пока ветер дует не очень сильно, он в самом худшем случае мешает кататься на велосипеде или вызывает простуду. Надо подняться урагану, чтобы люди подумали о том, какая энергия скрыта в движении воздуха.
При этом молекулы, из которых состоит воздух, настолько малы и легки, что ни одни весы не почувствуют их веса.
А кванты света несравненно быстрей, чем самый грозный ураган. Излучаемые Солнцем, они устремляются на нас со скоростью 300000 км/сек. Но они не валят нас с ног. Масса световых квантов настолько мала, что только искусно поставленный эксперимент позволил измерить давление, которое они оказывают.
Измерить давление света при помощи хитроумной аппаратуры впервые удалось П. Н. Лебедеву в 1900 г.
Рассмотрим некоторые понятия и зависимости. Представим себе поверхность площадью в
1 1 м2 , на которую в 1 сек попадает определённое количество лучистой энергии. Это уже известная нам освещённость Е, которую можно измерить в вт/м2. Предположим теперь, что эта поверхность совершенно чёрная, так что она поглощает без остатка все падающие на нее лучи (рис. 1).
Рис. 1. К расчету давления света
Так как излучение пробегает свой путь со скоростью света с, кубик объёмом в 1 м3, находящийся перед этой поверхностью, получает в каждый момент количество энергии Е/с. В выбранных нами единицах измерения это даёт плотностъ энергии в вт/м2 : м/сек, т.е. вт х сек : м3.
Известно, что 1 вт х сек = 1 н х м (ньютон-метру), так что можно записать эту плотность в н х м/м3. Но это не что иное, как н/м2, т. е. сила, отнесённая к единице площади, иными словами, давление. Оно равно плотности энергии, и отсюда получаем
давление излучения на чёрную поверхность p = E : c.
Чтобы рассчитать величину давления солнечного света надо только подставить значение солнечной постоянной, и получим величину около 0,45 мГ/м2. Если пересчитать это давление на целый гектар, то получим силу 4,5 Г. Действительно, трудновато изобрести производственный процесс, где давление света могло бы играть практическую роль.
А теперь мы пойдём по обратному пути и рассмотрим действие давления света на очень маленький шарик, имеющий массу m, который находится в поле тяготения какой-нибудь звезды, например Солнца. Сила, с которой давление света действует на шарик, равна произведению р х А, т. е. она пропорциональна поперечному сечению А = πr2. Сила тяготения равна m х g, а масса m в свою очередь пропорциональна объёму шарика — 4πr3 : 3. Если мы теперь разделим радиус пополам, то сила светового давления уменьшится до 1/4, а сила тяготения — до 1/8 своих первоначальных значений. В случае уменьшения радиуса до r : 10 получаются соответственно доли: 1/100 и 1/1000.
Нетрудно понять, что при делении на всё меньшие по размеру частицы должен существовать шарик, для которого действие излучения сильнее действия тяготения. Такая частичка будет не притягиваться к светилу, а отталкиваться от него (рис. 2).
Рис. 2. Тяготение и давление света
Английский астроном Эддингтон развил эти рассуждения в широкую теорию и пришёл к поразительному результату. Звёзды, подобные Солнцу, но масса которых больше 1032 кг, не могут существовать из-за светового давления, которое становится слишком большим. Тяготение не сможет удерживать вещество, разбегающееся во все стороны. Солнце, имеющее массу 2 х 1030 кг, ещё сохраняет себя, как целое светило. Давление света на его поверхности около 20 Г/м2.
Самые большие звёзды, которые до сих пор обнаружены, имеют массу, в 60 раз превышающую массу Солнца. Это, видимо, крайняя граница, которую может достичь масса небесного светила. Подобно деревьям, звёзды тоже не могут расти до бесконечности.
Световое давление обнаруживается также и в других явлениях. Отчетливей всего это можно наблюдать у комет, хвост которых всегда направлен в сторону от Солнца. Как предполагал ещё Кеплер, причиной этого является давление солнечных лучей, которое отрывает частички от ядра кометы и отбрасывает в виде газа в космическое пространство.
Таким образом, замкнулась цепь наших рассуждений — от видимой величины звёзд до определения их расстояний, температур, масс и диаметров. Все эти вопросы больше касаются внешней физической картины звёздного мира.
Мы ещё не говорили о том, из чего же состоят звёзды. Если бы звёздное вещество находилось в том же состоянии, в каком мы встречаем его на Земле, то этот вопрос относился бы к химии. Но физические предпосылки для существования материи в космическом пространстве совсем иные. Вещество космических объектов по большей части пребывает в таком состоянии, которое недоступно ни одному химику.