Книга: Большое космическое путешествие

Глава 7 Жизнь и смерть звезд (I)

Глава 7

Жизнь и смерть звезд (I)

Автор: Нил Деграсс Тайсон

Два астронома, работавших независимо друг от друга, Генри Норрис Расселл и Эйнар Герцшпрунг, решили схематически расположить все звезды так, чтобы диаграмма позволяла соотнести их светимость и цвет (рис. 7.1). Неудивительно, что эта схема называется «диаграмма Герцшпрунга – Рассела». Можно количественно выразить цвет звезд, если знать их спектры. Сегодня известно (а Герцшпрунг и Расселл знали это и в свое время), что цвет позволяет измерить температуру (по функции Планка). По оси ординат на диаграмме Герцшпрунга – Рассела откладывается светимость, а по оси абсцисс – цвет или температура. Самые горячие звезды (голубые) расположены слева, а наиболее прохладные (красные) – справа.

Генри Норрис Расселл был деканом факультета астрофизики в Принстонском университете. Многие считают его первым американским астрофизиком. В его раннем варианте диаграммы температура звезд возрастала справа налево, мы придерживаемся такой же традиции и сегодня. Он располагал данными по тысячам и тысячам звезд. Эту информацию собрали прежде всего сотрудницы обсерватории Гарвардского колледжа. Они занимались работой, считавшейся слишком непрестижной для мужчин, – классифицировали спектры всех этих звезд. Это были времена, когда словом «компьютер» называли людей-вычислителей. Люди были компьютерами. Были такие большие залы, в которых сидели эти женщины. В начале XX века у женщин не было ученых степеней, и они попросту не могли рассчитывать на работу, которая считалась желанной для мужчин. Но в таких вычислительных залах попадались умные и мотивированные женщины, которые, занимаясь анализом этих спектров, чисто логически обнаружили важные свойства Вселенной, о которых мы поговорим в следующих главах. Среди этих женщин была Генриетта Ливитт. Сесилия Пейн также проработала в Гарварде около десяти лет ассистентом Харлоу Шепли, занимаясь исследованием звездных спектров, пока, наконец, не получила профессорскую должность. Она была одной из тех, кому удалось открыть, что Солнце состоит в основном из водорода. Удивительная история, и вклад женщин в развитие астрономии действительно очень интересен.

Рис. 7.1. Звездная диаграмма Герцшпрунга – Расселла. Светимость звезд показана в зависимости от температуры их поверхности. Обратите внимание: по традиции, поверхностная температура на этой диаграмме уменьшается слева направо. Сравнительно прохладные звезды красные, а самые горячие – голубые, как показано здесь. Звезды, расположенные вдоль конкретной диагональной линии, имеют примерно одинаковый радиус. Иллюстрация сделана по материалам статьи J. Richard Gott, Robert J. Vanderbei, Sizing Up the Universe, National Geographic, 2011

Вооружившись каталогами звезд с данными об их светимости и температуре, Герцшпрунг и Расселл принялись заполнять диаграмму. Они обнаружили, что звезды располагаются на схеме не в произвольном порядке. В некоторых областях звезд не было – на диаграмме заметны пустые места, – но по диагонали, прямо в центре диаграммы, вырисовывался яркий звездный пояс. Астрономы назвали его «главная последовательность» – как принято в этой науке, выбрали максимально простое наименование.

Девяносто процентов каталогизированных звезд оказались в этой зоне. Россыпь звезд видна в правом верхнем углу. Эти звезды относительно холодные, но обладают огромной светимостью. Если их температура невелика, какого цвета они должны быть? Красного. Что можно сказать о красной звезде с очень большой светимостью? Наверняка? Звезда должна быть колоссальной. Действительно, это очень большие красные звезды. Они называются красными гигантами. Благодаря функции Планка мы знаем, что эти звезды должны быть красными и большими. Подобная дедукция – мой хлеб с маслом. Еще правее и выше расположены красные сверхгиганты. Теперь мы можем перейти на новое астрономическое поприще и проанализировать всю эту ситуацию при помощи одной лишь прикладной физики. На самом деле, пользуясь законом Стефана – Больцмана и радиусом звезды r (получается формула L = 4?r²T⁴), можно начертить на диаграмме диагональные линии, вдоль которых будут располагаться звезды с фиксированным диаметром: 0,01 солнечного, 0,1 солнечного, 1 солнечный, 10 солнечных, 100 солнечных. Теперь мы знаем, каковы размеры этих звезд. Естественно, Солнце находится на линии «один солнечный диаметр». Диаметр красных сверхгигантов более чем в 100 раз превышает солнечный. Под главной последовательностью находим еще одну группу звезд. Они жаркие, но не слишком; это белые звезды. Они обладают крайне низкой светимостью, то есть должны быть мелкими. Они называются белыми карликами.

Когда диаграмма Герцшпрунга – Расселла была опубликована впервые, мы не знали, почему звезды группируются именно таким образом. Может быть, звезда рождается с очень высокой светимостью и со временем угасает, пока не становится тусклой и холодной. Может быть, жизненный цикл звезды направлен вниз вдоль главной последовательности (звезда одновременно стареет и теряет светимость). Логичная версия, но, исходя из нее, возраст Солнца был оценен в триллион лет, что гораздо больше возраста Земли. На протяжении десятилетий для ответа на этот вопрос выдвигались те или иные обоснованные догадки, пока не удалось выяснить, что же происходит на самом деле. Первый шаг к ответу был сделан, когда ученые присмотрелись к различным небесным объектам (рис. 7.2 и 7.3).

На этих картинках показаны множества звезд, именуемые астрономами звездными скоплениями. В некоторых скоплениях сотни звезд, в других – сотни тысяч. Если в скоплении всего несколько сотен звезд (как в Плеядах, см. рис. 7.2), то оно называется рассеянным; если в скоплении сотни тысяч звезд, то оно обычно приобретает шарообразную форму, как М13 (см. рис. 7.3) и называется шаровым.

В шаровых скоплениях насчитываются сотни тысяч звезд, а в рассеянных – до тысячи. Когда рассматриваешь подобные объекты в небе, сразу понятно, скопление какого типа перед тобой. Споров нет, так как нет промежуточных вариантов: либо там небольшое количество звезд, либо целая куча. У всех звезд в конкретном скоплении один и тот же день рождения – они одновременно образовались из газового облака.

Рис. 7.2. Рассеянное звездное скопление Плеяды. Это молодое скопление (вероятно, ему менее 100 миллионов лет). Предоставлено Робертом Дж. Вандербеем

Рис. 7.3. Шаровое звездное скопление M13. Иллюстрация сделана по материалам статьи J. Richard Gott, Robert J. Vanderbei, Sizing Up the Universe, National Geographic, 2011

Плеяды – молодое звездное скопление. Оно напоминает детсадовскую группу. Там повсюду молодые яркие голубые звезды. Но на диаграмме Герцшпрунга – Расселла это скопление равномерно представлено во всей главной последовательности, и в нем нет красных гигантов. Голубые звезды в верхней части главной последовательности настолько яркие, что именно они задают тон всей последовательности, но красные звезды, расположенные на главной последовательности ниже, там также присутствуют. Плеяды выглядят именно так, как должно выглядеть звездное скопление вскоре после рождения. Плеяды демонстрируют, что некоторые звезды при рождении обладают высокой температурой и высокой светимостью, а другие звезды рождаются холодными и тусклыми – просто именно в таком виде они и рождаются, – поэтому скопление распределено по всей главной последовательности.

В шаровых звездных скоплениях, таких как M13, представлена главная последовательность без верхнего конца плюс несколько красных гигантов, не входящих в главную последовательность. Фотография M13 напоминает день встречи выпускников в честь пятидесятой годовщины окончания колледжа – все звезды там старые. Самые яркие звезды, выделяющиеся на фоне общей картины, – красные гиганты. В главной последовательности скопления M13 все еще есть сравнительно холодные и тусклые объекты, но куда девались яркие голубые? Сошли со сцены? Что произошло? Вероятно, вы догадываетесь: они просто «превратились» в красные гиганты. Верхняя часть главной последовательности отсеялась, и голубые звезды с максимальной светимостью стали красными гигантами.

Также встречаются «средневозрастные» скопления, где исчезла лишь часть главной последовательности и появилось всего несколько красных гигантов.

Определить массы звезд различных типов – хитрое дело. Мы измеряли доплеровское смещение спектральных линий в системах двойных звезд, вращающихся друг вокруг друга, и применяли ньютоновский закон тяготения. Такой опыт показал, что главная последовательность – это еще и последовательность масс, которая начинается с тяжелых ярких голубых звезд в верхней левой части и заканчивается легкими тусклыми красными звездами в правой нижней части. Легкие звезды рождаются сравнительно тусклыми и прохладными, а массивные при рождении обладают высокой светимостью и температурой.

Массивные голубые звезды из верхней части главной последовательности живут примерно по 10 миллионов лет. Это не так много. Примерно в середине главной последовательности находятся такие звезды, как Солнце. Они живут по 10 миллиардов лет, то есть в 1000 раз дольше. Продолжая путь по главной последовательности вниз и вправо, добираемся до тусклых красных звезд, живущих триллионы лет. Девяносто процентов звезд относится к главной последовательности. Почему? Оказывается, на протяжении 90 % своего жизненного цикла звезда обладает такой температурой и светимостью, при которых мы относим ее к главной последовательности. Приведу аналогию: я практически уверен, что каждый вечер вы идете в ванную и чистите зубы. Но если я буду фотографировать вас в течение дня, то вряд ли застану вас за этим делом, поскольку пусть вы и чистите зубы ежедневно, но тратите на это совсем немного времени. Выяснилось, что некоторые области диаграммы Герцшпрунга – Расселла малонаселены, так как звезды «проскакивают» эти зоны в процессе изменения светимости и температуры, но проскакивают очень быстро. Очень редко удается застать звезду за чисткой зубов.

Что происходит глубоко в недрах звезд? Мы уже знаем, что при повышении температуры частицы движутся все быстрее и быстрее. Мы также знаем, что 90 % атомных ядер во Вселенной – это водород, такова же и доля водорода в звездах. Возьмем газовый пузырь, на 90 % состоящий из водорода, – это еще не звезда. Сожмем его и сделаем звезду. Как легко догадаться, самая жаркая часть звезды будет в центре. Если сжать что угодно, оно разогревается. В недрах звезд достаточно жарко (мы в этом убедимся), чтобы там разгорались ядерные печи и температура не падала. На поверхности звезды температура гораздо меньше. В недрах звезд так жарко, что все электроны там оторваны от атомов, вместо атомов остаются голые ядра.

В ядре водорода один протон. Когда к нему приближается другой протон, две эти частицы отталкиваются. Протон имеет положительный заряд, а одинаковые заряды отталкиваются с силой 1/r². Чем ближе они сходятся, тем сильнее отталкиваются. Но давайте еще повысим температуру. Чем выше температура, тем больше средняя кинетическая энергия и тем выше скорость протонов. Высокие скорости позволяют протонам подлетать все ближе друг к другу, прежде чем электростатические силы оттолкнут их. Оказывается, существует «волшебная» температура – около 10 миллионов кельвинов, – при которой протонам удается сближаться настолько, что в игру вступает совершенно новое короткодействующее сильное ядерное взаимодействие, притягивающее и связывающее друг с другом эти протоны; я упоминал об этом взаимодействии в главе 1. Такая ядерная сила притяжения еще 100 лет назад была неизвестна, она должна быть достаточно мощной, чтобы преодолеть естественное электростатическое отталкивание протонов. Как же еще ее назвать, если не сильным ядерным взаимодействием? Именно эта сила обеспечивает так называемый термоядерный синтез (кроме того, сильное ядерное взаимодействие удерживает от распада сравнительно крупные ядра. В ядре гелия – два протона и два нейтрона. Два протона отталкиваются под влиянием электростатических сил, но именно сильное ядерное взаимодействие удерживает их в ядре. Аналогичные ситуации складываются с ядрами углерода [шесть протонов и шесть нейтронов] и ядрами кислорода [восемь протонов и восемь нейтронов]).

Когда два протона слипаются вместе при температуре 10 миллионов кельвинов, происходит достаточно забавная реакция. Получаются сцепленные воедино протон и нейтрон – один из протонов спонтанно превращается в нейтрон, – и при этом извергается положительно заряженная частица, напоминающая электрон, – она называется позитроном. Эта частица состоит из антивещества, очень экзотической материи. Позитрон весит столько же, сколько и электрон, но стоит ему столкнуться с электроном – и обе частицы аннигилируют. Масса этих частиц преобразуется в энергию, которая уносится в виде двух фотонов. Данное явление полностью согласуется с эйнштейновским уравнением E = mc², описывающим взаимосвязь массы с энергией, об этом Рич гораздо подробнее расскажет в главе 18. Также при описанной реакции извергается электронное нейтрино, нейтральная частица (с нулевым зарядом). Нейтрино настолько слабо взаимодействуют с остальной материей во Вселенной, что просто улетают с Солнца. Обратите внимание на сохранение заряда в этой реакции. Мы начали с двух положительных зарядов (по одному у каждого протона) и на выходе также получили два положительных заряда (один – у протона, один – у позитрона). При реакции выделяется энергия, так как сумма масс исходных частиц больше, чем сумма масс конечных. Масса теряется и преобразуется в энергию по формуле E = mc². Как называется ядро с одним протоном и одним нейтроном? Если в нем один протон – значит, это водород, но в данном случае – тяжелый водород. Выражение «тяжелый водород» употребляется часто, но у такого атома есть и собственное название: дейтерий.

Итак, у меня есть дейтерий. Если дейтерий сольется с еще одним протоном, то получится ядро ppn (с двумя протонами и одним нейтроном) плюс выделится еще энергия. Что у меня получилось? В ядре два протона, а когда в ядре два протона – это гелий. Слово «гелий» происходит от Гелиоса, древнегреческого бога Солнца. Гелий – это элемент, названный в честь Солнца. Дело в том, что открыли его на Солнце благодаря спектральному анализу и лишь впоследствии обнаружили на Земле. Ядро ppn легче обычного гелия и называется гелий-3, поскольку в нем три элементарные частицы (два протона и один нейтрон). Теперь сплавим два ядра гелия-3: ppn + ppn = ppnn + p + p + энергия. Получившееся в результате ядро ppnn – это полноценный обычный гелий (тот самый, которым наполняют гелиевые шары).

Все это происходит при температуре 15 миллионов кельвинов в центре Солнца, каждую секунду 4 миллиона тонн материи там превращаются в энергию. Мы осознали, что звезды из главной последовательности преобразуют водород в гелий. В конце концов весь водород в ядре звезды будет израсходован, и после этого начинается хаос: звездная оболочка расширяется, и звезда превращается в красный гигант. Примерно через 5 миллиардов лет Солнце станет красным гигантом, отбросит свою газовую оболочку и постепенно превратится в белый карлик. Более массивные звезды превратятся в красные гиганты, а затем – в красные сверхгиганты. Они могут взорваться как сверхновые, и на месте их ядер останутся нейтронные звезды или черные дыры. Мы вернемся к этой теме в главе 8.

Пока давайте вновь поговорим о диаграмме Герцшпрунга – Расселла. На ней есть главная последовательность, красные гиганты и белые карлики, причем температура звезд увеличивается справа налево, а светимость – снизу вверх. Спектральные классы звезд имеют буквенные обозначения. Некоторые из них сохранились со времен старой классификации, когда спектральные классы именовались в алфавитном порядке, но, как бы то ни было, система по-прежнему в ходу: OBAFGKMLTY. Каждая буква обозначает класс звезд с определенной температурой поверхности; Солнце относится к спектральному классу G. Приблизительные поверхностные температуры и цвета звезд таковы:

O (> 33 000 K, голубые)

B (10 000–33 000 K, бело-голубые)

A (7500–10 000 K, белые или бело-голубые)

F (6000–7500 K, белые)

G (5200–6000 K, желтые)

K (3700–5200 K, оранжевые) и

M (2000–3700 K, красные),

все они есть на рис. 7.1. Еще правее, за пределами нашей диаграммы, будут звезды остальных классов: L (1300–2000 K, красные), T (700–1300 K, красные) и Y (< 700 K, инфракрасные). Если обратить внимание на шкалу температур в нижней части рисунка, то понятно, какие звезды к каким классам относятся. Спика – звезда класса B, Сириус – звезда класса A, Процион – звезда класса F, а Глизе 581 – звезда класса M. Каждая звезда занимает на диаграмме определенную позицию как по горизонтали, соответствующую ее температуре (чем левее – тем жарче), так и по горизонтали, в зависимости от светимости (чем выше – тем ярче). Естественно, Солнце обладает ровно одной солнечной светимостью по определению. Это хорошо заметно, если обратить внимание на светимость Солнца по вертикали. На этой диаграмме используется логарифмическая шкала, на которую можно нанести огромный диапазон наблюдаемых значений светимости. Каждое деление соответствует возрастанию светимости в 10 раз.

По верхнему краю на рис. 7.1 расположены звезды, светимость которых в миллион раз превышает солнечную. По нижнему краю находятся звезды со светимостью в 1/100 000 от солнечной. Разброс светимости звезд в пределах главной последовательности просто ошеломляет. Оказывается, что звезды в верхнем конце главной последовательности всего в 60 раз превосходят Солнце по массе, но не в миллион раз. В нижней части главной последовательности находятся звезды вдесятеро легче Солнца, но, как я уже говорил, они гораздо, гораздо тусклее Солнца. Итак, диапазон масс велик, однако он не идет ни в какое сравнение с диапазоном светимости. На самом деле, можно описать формальное отношение, характеризующее, как светимость звезды в главной последовательности зависит от ее массы, но эта зависимость нелинейна: светимость пропорциональна массе, возведенной в степень 3,5. Таким образом, две звезды, масса которых слегка отличается, могут обладать очень разной светимостью.

А теперь – классные расчеты. Начнем с E = mc². Эту формулу помнят все. Все знают, что ее придумал Эйнштейн, но немногие понимают ее смысл. Дедушка Альберт вывел ее в 1905 году. Как мы уже обсуждали, это уравнение означает следующее: некоторую массу можно преобразовать в энергию согласно такому отношению, где c соответствует колоссальной скорости света, а если ее возвести в квадрат – получается очень большая величина. Именно эта формула описывает мощь, заключенную в атомных бомбах. О происхождении этого уравнения и о Специальной теории относительности Эйнштейна речь пойдет в главе 18.

Если звезда обладает определенной массой и определенной светимостью – сколько она просуществует? Разумеется, то же самое можно спросить и о вашей машине с бензиновым двигателем: вы знаете, какова полная емкость бака, знаете, каков расход топлива на километр в литрах. Зная эти данные, можно предположить, как скоро в машине кончится бензин. Светимость звезды характеризует то, сколько энергии она излучает в единицу времени. Если умножить срок жизни звезды t на ее светимость L, то можно вычислить общее количество энергии, которую она сгенерирует в течение жизни, – tL. Нам известна светимость звезды, темпы расхода ее топлива, а также мы знаем, каковы запасы ее топлива (водорода). Таким образом, какова продолжительность жизни звезды на главной последовательности? Общая энергия, которую может выделить звезда в ходе термоядерного водородного синтеза, пропорциональна ее массе M. Как вы помните, E = mc². Общая энергия, излучаемая звездой, пропорциональна M, а также пропорциональна tL, поэтому M пропорциональна tL. Соответственно t пропорциональна M/L. Если L пропорциональна M^3,5, как я говорил выше, то t пропорциональна M/M^3,5, либо, что то же самое, пропорциональна 1/M^2,5. Чем массивнее звезда, тем меньше она просуществует!

Посмотрим, что это значит. Если срок жизни звезды пропорционален 1/M^2,5, то звезда, которая вчетверо тяжелее Солнца, просуществует 1/4^2,5 солнечного века. Число 1/4^2,5 равно: один разделить на четыре в квадрате, умножить на квадратный корень из четырех. Квадратный корень из четырех равен двум, а четыре в квадрате равно 16. Соответственно срок жизни такой звезды, которая вчетверо тяжелее Солнца, составит 1/32 от солнечного. Солнце проведет в главной последовательности около 10 миллиардов лет. Соответственно звезда вчетверо тяжелее Солнца проведет в главной последовательности лишь 1/32 этого срока, или примерно 300 миллионов лет. Это недолго.

Другой пример: 1/40^2,5 – это примерно 1/10 000, поэтому звезда, которая в 40 раз тяжелее Солнца, просуществует всего около миллиона лет – крошечный срок по сравнению с миллиардами лет. Теперь сделаем шаг в противоположную сторону. Рассмотрим звезду, масса которой равна 1/10 солнечной. Один разделить на 1/10 равно 10, а 10 в степени 2,5 – это примерно 300. Такая звезда просуществует в 300 раз дольше Солнца. Сколько будет – 10 миллиардов умножить на 300? Получится 3000 миллиардов, или 3 триллиона, лет – это гораздо больше нынешнего возраста Вселенной. Такая звезда будет жечь свое топливо очень экономно. Звезда в 10 раз тяжелее Солнца проживет в 300 раз меньше Солнца, звезда в 10 раз легче Солнца – в 300 раз дольше Солнца.

Гелий синтезируется из водорода в звездах главной последовательности. В ядрах красных гигантов образуются другие элементы. Термоядерный синтез там идет активнее, и формируются такие элементы, как углерод, кислород и другие элементы таблицы Менделеева вплоть до железа (в атоме которого 26 протонов и 30 нейтронов). Девяносто процентов своего жизненного цикла звезда проводит на главной последовательности, после чего превращается в красный гигант и начинает выплавлять эти дополнительные элементы. Последний этап протекает быстро, он занимает каких-то 10 % жизненного цикла звезды. Всякий раз при слиянии легких элементов (легче железа, № 26 в таблице Менделеева) с образованием более тяжелых теряется масса, реакция термоядерного синтеза продолжается в соответствии с формулой E = mc², при этом выделяется энергия. Такой процесс термоядерного синтеза называется экзотермическим именно потому, что выделяется энергия. Но известны и другие ядерные реакции, протекающие с выделением энергии. Возьмем, например, уран (№ 92), расщепим его ядро – и тоже получим экзотермическую реакцию. Она была осуществлена во Вторую мировую войну, когда на Хиросиму сбросили урановую бомбу. На Нагасаки сбросили бомбу с плутонием (это элемент № 94). Эти элементы имеют огромное ядро и нестабильные изотопы – атомы с одинаковым количеством протонов, но разным количеством нейтронов. Если расщепить изотопы, чтобы из них образовались более легкие элементы, при этом выделяется энергия. Такая реакция также экзотермическая, она называется делением ядра. Большая часть мирового ядерного арсенала, накопленного за годы холодной войны, – это ядерные заряды, при взрыве которых происходило бы деление ядра. В наше время основная ядерная мощь приходится на такие бомбы, при взрыве которых начнется термоядерный синтез гелия из водорода. Для того чтобы вы могли соотнести мощь таких бомб, отмечу: обычная ядерная бомба используется в термоядерной в качестве инициирующего заряда, – то есть термоядерные бомбы сулят поистине тотальное уничтожение. Известно, насколько эффективно материя в них преобразуется в энергию, ведь именно такой процесс обеспечивает горение звезд. Солнце – это огромная термоядерная бомба, с той оговоркой, что вся его умопомрачительная энергия связана массой, давящей на солнечное ядро. Нам пока не удается сконструировать термоядерную электростанцию. Все атомные электростанции в США, Франции и других странах работают на реакциях деления ядра.

Нельзя просто расщеплять атомы и получать неисчерпаемую энергию; вечно поддерживать реакцию термоядерного синтеза также не удастся. На рис. 7.4 показано почему. По оси абсцисс откладывается атомный номер, количество нуклонов (то есть протонов или нейтронов), содержащихся в ядре каждого существующего в природе элемента. Все начинается с одного нуклона – это атом водорода. В ядре водорода один протон. Схема продолжается вплоть до 238, это атомный номер урана: в его ядре 92 протона и 146 нейтронов. У некоторых элементов, в частности у урана, есть разные изотопы: например, уран-235, в котором всего 143 нейтрона. Он очень радиоактивен и быстро распадается (именно этот изотоп урана использовался в атомной бомбе, сброшенной на Хиросиму). Все остальные элементы располагаются на схеме между водородом и ураном. По оси ординат откладывается энергия связи на каждый нуклон. Чем выше энергия связи, тем ниже на схеме расположен элемент.

Рис. 7.4. Энергия связи на нуклон в атомных ядрах. Для всех элементов показаны лишь стабильные изотопы. Энергия связи дана в миллионах электрон-вольт на нуклон (то есть протон или нейтрон). В результате получаем энергию, выделяемую при синтезе такого ядра из свободных протонов. Чем выше энергия связи на нуклон (чем ниже ядро расположено на схеме), тем меньше массы на нуклон будет в ядре (по уравнению Эйнштейна E = mc²).

Предоставлено Michael A. Strauss; G. Audia, O. Bersillon, J. Blachot, and A.H. Wapstra, Nuclear Physics A 729 (2003): 3–128

Чтобы составить впечатление об энергии связи, представьте себе два сцепленных магнита: северный полюс одного притягивается к южному полюсу другого. При такой конфигурации нам придется затратить энергию, чтобы расцепить магниты. Вместе их удерживает энергия связи. На рис. 7.4 водород расположен на самой вершине графика – у него нулевая энергия связи. При синтезе гелия атом водорода словно «катится со склона», при этом высвобождается энергия. Гелий обладает большей энергией связи по сравнению с водородом: он словно находится чуть ниже ко дну долины. Обратите внимание на шкалу: значения энергии связи огромны (измеряются в миллионах электрон-вольт на нуклон). Как вы помните, в главе 6 рассказывалось, что такое электрон-вольт (эВ). Чтобы разложить гелий обратно на водород, потребуется более чем по 7 миллионов электрон-вольт на каждый из 4 нуклонов, всего более 28 миллионов электрон-вольт. В середине графика кривая достигает минимума. Уран, расположенный в правой оконечности графика, выше этого минимума в середине. Если вы – химический элемент, то с вами может происходить экзотермическая реакция деления ядра либо экзотермическая реакция термоядерного синтеза, пока вы не окажетесь в самой нижней точке. Эту нижнюю точку занимает железо с 26 протонами и 30 нейтронами (то есть с 56 нуклонами). Если я попытаюсь запустить термоядерный синтез на основе железа, то реакция получится эндотермической – в ходе нее энергия будет поглощаться. Если я попытаюсь запустить деление ядра железа, то снова получится эндотермическая реакция. На железе все стопорится: никакой энергии из него не извлечь.

Звезды заняты синтезом энергии. Если звезда кочегарит себе, выплавляя по порядку один элемент за другим, и в результате получает энергию, то перед вами довольная звезда. Благодаря извлекаемой энергии недра звезды остаются горячими, а тепловое давление раскаленного газа не дает звезде схлопнуться под собственным весом. Допустим, у меня есть главная последовательность таких звезд, которые вдесятеро массивнее Солнца: они состоят в основном из водорода и гелия, а в ядре водород по-прежнему преобразуется в гелий. Это акт 1. В акте 2 ядро звезды состоит уже из чистого гелия, но в газовой оболочке звезды по-прежнему присутствуют водород и гелий. Термоядерный синтез в ядре прекращается, ядро больше не в состоянии удерживать оболочку – и что происходит со звездой? Она сжимается, нарастает давление, и температура достигает значений, достаточных для слияния гелия. Для слияния ядер гелия (ppnn + ppnn) требуется более высокая температура, чем для слияния ядер водорода (p + p), так как в каждом ядре гелия (ppnn) по два протона, соответственно количество взаимно отталкивающихся положительных зарядов удваивается. В следующей сцене второго акта (при 100 миллионах кельвинов) начинается термоядерный синтез элементов из гелия, и звезда остается стабильной. В самом центре очень горячего ядра гелий превращается в углерод; вне ядра продолжается термоядерный синтез на основе водорода. В итоге получается шар с углеродной сердцевиной, и там недостаточно жарко, чтобы продолжать синтез уже на основе углерода, поэтому синтез прекращается. Ядро продолжает сжиматься, температура вновь возрастает, и начинается синтез на основе углерода. Это акт 3. Теперь, в результате углеродного синтеза, в центре углеродного ядра образуется кислород, а углеродное ядро находится в центре гелиевого. Гелиевое ядро, в свою очередь, окружено звездной оболочкой, в которой есть водород и гелий. Получилась такая луковица, в которой элементы расположены послойно, причем в центре луковицы жарче всего. При каждой из реакций выделяется энергия. В конце концов в центре образуется железное ядро, обернутое слоями все более и более легких элементов. Все это – новая химическая присадка к Галактике.

Но эти элементы по-прежнему заключены в звезде, у них должен быть шанс каким-то образом из нее вырваться – ведь именно из этих элементов мы с вами и состоим! Сегодня известно, что железо – это тупик синтеза. Когда в ядре накапливается железо, синтез останавливается и звезда схлопывается. Когда звезда пытается запустить синтез на основе железа, ее энергия попросту истощается, и схлопывание ускоряется. Звезды должны генерировать энергию, а не поглощать ее. В результате ускоряющегося схлопывания звезда претерпевает гравитационный коллапс, и в центре ее остается сверхплотная нейтронная звезда. При образовании нейтронной звезды выделяется такая кинетическая энергия, которой хватает, чтобы просто сдуть всю оболочку и внешнее ядро. Происходит колоссальный взрыв, звезда несколько недель сияет в миллиарды раз ярче Солнца. Внутренность звезды развеивается по галактике, то есть в межзвездном пространстве, при этом происходит химическое обогащение газовых облаков тяжелыми элементами. В результате эти облака становятся интереснее, чем банальная смесь чистого водорода и гелия.

На рис. 7.5 показана красивая спиральная галактика M51, в которой насчитывается 100 миллиардов звезд. Там все стройно и красиво (сверху), пока не происходит взрыв сверхновой (снизу).

Рис. 7.5. Спиральная галактика M51 и сверхновая. Иллюстрация сделана по материалам статьи J. Richard Gott, Robert J. Vanderbei, Sizing Up the Universe, National Geographic, 2011

Как будет рассказано в главе 12, мы живем в спиральной галактике, чем-то напоминающей М51. До взрыва (верхний снимок) видна и галактика, и, на переднем плане, некоторые звезды Млечного Пути, которые гораздо ближе к нам и (естественно) обладают гораздо меньшей светимостью, чем галактика. Когда происходит такой взрыв, мы видим в галактике новую звезду (нижний снимок). Раньше ее и видно не было, а теперь она – самая яркая точка в галактике. Это всего одна звезда. Будь вы планетой, вращающейся вокруг этой звезды, от вас осталась бы головешка. Без преувеличения, вот так просто. Такие звезды называются сверхновыми. В древности считалось, что при подобном взрыве в небе загорается новая звезда. Сегодня известно, что на самом деле это звездная агония. Не всем звездам такое суждено; лишь относительно массивные могут превратиться в сверхновые. После взрыва на месте сверхновой остается крошечная сверхплотная нейтронная звезда – это происходит, когда все внешние оболочки звезды разлетятся в стороны. Бывают и еще более массивные звезды. И они тоже взрываются. Но при коллапсе такой звезды пространство в ее центре искривляется под действием гравитации настолько сильно, что эта область отсекается от всей остальной Вселенной, и получается… вы угадали, черная дыра. Иногда черная дыра может формироваться в центре звезды уже на этапе отбрасывания газовых оболочек – в таких случаях также происходит взрыв сверхновой.

Стивен Хокинг занимается исследованием черных дыр; он совершил важнейшие открытия, связанные с их странными свойствами. Рич гораздо подробнее расскажет вам о черных дырах и об открытиях Хокинга в главе 20. В «Симпсонах» Хокинга назвали самым умным из живущих ныне людей. Большинство из нас с этим согласны.

Теперь позвольте рассказать о рождении звезд. Туманность Ориона – это «звездная колыбель» – область звездообразования. Это газовое облако, уже насыщенное тяжелыми элементами, выплавленными в ядрах более древних звезд, уже погибших.

В центре туманности – яркие новорожденные массивные звезды, относящиеся к классам O и B. Они ярко светят в ультрафиолетовом диапазоне спектра. Такое жаркое УФ-излучение состоит из фотонов, обладающих достаточной энергией, чтобы ионизировать водород в центре туманности (то есть отрывать электроны от ядер). Газ стремится сконцентрироваться в виде новых звезд, но этому мешает огромная светимость массивных звезд, расположенных в центре туманности. Тем временем этот газ, насыщенный тяжелыми элементами, уже может порождать и более интересные объекты, нежели просто туманные облачка. В нем также могут формироваться твердые шарообразные тела, содержащие кислород, кремний, железо, – такие тела напоминают землеподобные планеты. Возле некоторых новорожденных звезд планетарные системы также могут образовываться из окутывающего их газа. Это юные солнечные системы, возникающие на месте вращающихся газопылевых дисков (рис. 7.6). В туманности Ориона эти процессы продолжаются и прямо сейчас. В некоторых звездных колыбелях рождаются тысячи и тысячи солнечных систем. В нашей Галактике 300 миллионов звезд, многие из них имеют собственные планетные системы.

Какова наша роль в этой картине? Мы крошечные и несущественные в космических масштабах. Удручающее известие для тех, кому нравится чувствовать себя великим. У этой проблемы богатая история. Всякий раз, когда мы претендовали на космическую исключительность (мы в центре Вселенной и она вращается вокруг нас; либо мы состоим из особой материи, либо существуем с начала времен), оказывалось, что все в точности наоборот. На самом деле, мы живем в далеком захолустье ничем не примечательной галактики. Каждый астрофизик привык к такой реальности.

Рис. 7.6. Протопланетные диски вокруг новорожденных звезд в туманности Ориона. Фотография космического телескопа «Хаббл». Снимки предоставлены: M.J. McCaughrean (Институт астрономии общества Макса Планка), C.R. O’Dell (Университет Райса), NASA

Рис. 7.7. Глубокое поле телескопа «Хаббл». На этой фотографии с длительной экспозицией, сделанной с космического телескопа «Хаббл», показано около 10 000 галактик. Но Область глубокого обзора занимает лишь 1/13 миллионных всего неба. Следовательно, в области обзора телескопа «Хаббл» на всем небе находится примерно 130 миллиардов галактик. Снимки предоставлены: NASA, Европейское космическое агентство, С. Беквит (Научный институт космического телескопа) и группа изучения Области глубокого обзора. Цветные снимки подготовлены Nick Wherry, Michael Blanton, David W. Hogg (университет Нью-Йорка), Robert Lupton (Принстонский университет)

Позвольте мне еще более уничижительное сравнение. На рис. 7.7 показан один из снимков, сделанных космическим телескопом «Хаббл». Каждое пятнышко на картинке – это целая галактика. Галактики настолько далекие, что каждая из них занимает лишь крошечную часть снимка. В каждом из этих пятнышек кроется более 100 миллиардов звезд. И это всего лишь небольшой закоулок Вселенной. Этот участок, именуемый Глубоким полем «Хаббла», – снимок наиболее далекого предела Вселенной, который нам известен. В этой области около 10 тысяч галактик. Вся эта область занимает примерно 1/65 от площади полной Луны или 1/13 миллионной всего неба. Поскольку этот участок неба ничем не примечателен, потенциально количество галактик может оказаться в 13 миллионов раз больше, чем на этом снимке. То есть в пределах досягаемости обзора космического телескопа «Хаббл» находится 130 миллиардов галактик.

Карл Саган в своей книге «Голубая точка» писал, что все, кого мы знали, все, о ком когда-либо читали в исторических книгах, жили на Земле – этой крошечной пылинке во Вселенной. Я часто об этом задумываюсь. Ведь разум подсказывает: «я так мал», сердце говорит «я так мало», но теперь вы сильны и, читая эту книгу, будете все увереннее мыслить масштабно, а не мелко. Почему? Потому что теперь вы в курсе законов физики, знаете о механизмах устройства Вселенной. Фактически знания астрофизики вдохновляют, позволяют вам взглянуть в небо и сказать: «Нет, я чувствую себя не малым, а великим, поскольку человеческий мозг – какой-то килограмм серого вещества – смог все это осознать. А какие тайны меня еще только ожидают!»