Этюды о Вселенной: читать книгу онлайн полностью и бесплатно

Мы рассказали в общих чертах о рождении Солнечной системы. Можно надеяться, что непрерывно поступающие новые экспериментальные данные и прогресс в теории дадут ответ на некоторые еще не ясные вопросы. на это, возможно, потребуется несколько десятков лет.

Тот факт, что Солнце – это обыкновенная звезда, единственная примечательная черта которой состоит в том, что, находясь так близко от Земли, она нам светит, нас греет и вообще создает возможность существования жизни на нашей планете, судя по всему, общеизвестен. Однако если бы мы стали расспрашивать «человека с улицы», пытаясь выяснить какие-либо подробности о Солнце или других звездах, то его ответы на наши вопросы оказались бы значительно менее уверенными. Сейчас мы попытаемся предоставить ему некоторую информацию, для чего бегло очертим панораму наших знаний о звездах.

Состав Солнца

По существу, звезды – это газовые шары, вещество которых удерживается вместе гравитационными силами притяжения. Звездный газ в основном состоит из водорода (70...75%) и гелия, а также содержит следы более тяжелых элементов (неон, углерод, кислород). Звезды посылают нам свет и тепло, и, чтобы не дать им погаснуть в очень короткое время, необходим источник, непрерывно пополняющий запасы звездной энергии. в прошлом столетии имела хождение теория, согласно которой это происходит за счет энергии, высвобождающейся в процессе непрерывного сжатия звезды, вызванного ее собственным гравитационным полем; шар, таким образом, сжимается под действием собственного веса и нагревается, подобно воздуху в велосипедном насосе.

По этой теории энергии Солнца хватило бы примерно на 20 млн. лет; этот кажущийся большим отрезок времени – мелочь в сравнении с возрастом Солнечной системы (5 млрд. лет), известным нам из исследования радиоактивных камней. Теорию оставили. Тем не менее она содержит долю истины. Как мы уже говорили, Солнце действительно обязано своим рождением сжатию громадного газового облака, состоявшего, вероятно, из тончайшего песка из углерода и кремния; и уж наверняка описанный нами механизм действовал в течение первых 10...15 млн. лет, нагревая и сжимая первоначальное облако, превращая его в шар с современными размерами. в какой-то момент, однако, температура внутри облака достигла 10...15 млн. градусов и зажглись термоядерные реакции, которые начали медленно превращать водород в гелий и другие элементы; именно эти реакции и служат фактическим источником наблюдаемой солнечной энергии. в результате термоядерных реакций около 0,7% полной массы Солнца исчезает, чтобы превратиться в энергию согласно знаменитой формуле E = mc2.

На самом деле такие превращения происходят только в ограниченной центральной области Солнца. Начавшиеся термоядерные реакции сразу же прекратили всякое дальнейшее сжатие Солнца, и оно обрело стабильные размеры и светимость, которые практически не менялись в течение нескольких миллиардов лет. Дальнейшее сжатие привело бы к увеличению плотности и температуры в центральной области, что ускорило процесс сжигания водорода, а выделившееся дополнительно тепло привело бы снова к расширению Солнца до прежних размеров.

Эволюция Солнца

Такому положению все же наступит конец, когда весь водород будет превращен в гелий. Теоретически солнечного горючего при современных темпах его сгорания хватит по крайней мере на 100 млрд. лет. Но существуют обстоятельства, которые заметно уменьшают это время; так, водород, сгорая фактически только в центральной части Солнца, исчезнет в ней уже через 5...6 млрд. лет, гораздо раньше, чем во внешней оболочке.

Когда прекратится сгорание горючего в центральной части Солнца, она снова начнет сжиматься,. быстро нагреваясь до все возрастающих температур, а тепло, передаваемое при этом внешней оболочке, приведет к ее расширению до размеров, чудовищных по сравнению с современными: Солнце расширится настолько, что поглотит Меркурий и будет разбазаривать горючее в сто раз быстрее, чем в настоящее время. Оно вступит в стадию «красного гиганта»; жизнь на Земле исчезнет или найдет пристанище на внешних планетах.

Мы, конечно, будем заранее поставлены в известность о таком событии, поскольку переход к новой стадии займет примерно 100...200 млн. лет. Нетрудно предвидеть, что будет дальше. Когда температура центральной части Солнца достигнет 100 млн. градусов, начнет сгорать и гелий, превращаясь в тяжелые элементы, и Солнце вступит в стадию сложных циклов сжатия и расширения, не поддающихся исследованию даже с помощью современных вычислительных машин. Почти наверняка Солнце на последней стадии потеряет внешнюю оболочку, которую унесут с собой в пространство раскаленные ветры, и оно останется в виде центрального ядра, имеющего невероятно большую плотность и размеры, как у Земли. Пройдет еще несколько миллиардов лет, и Солнце остынет, превратившись в «белый карлик».

Магнитное поле

Итак, Солнце представляет собой водородную бомбу непрерывного действия, правда бомбу доброжелательную, скрытую под газовым покрывалом толщиной свыше полумиллиона километров. на солнечной поверхности непрерывно бушуют мощные раскаленные ураганы. Очень интересно, что магнитное поле Солнца играет значительную роль в происходящих там явлениях. на Земле магнитное поле подчиняется строгому порядку, оно указывает направление с Юга на Север и служит мореплавателям при работе с компасом.

На Солнце же силовые линии магнитного поля сильно изогнуты и постоянно переплетаются под действием солнечных бурь. Если вещество нагреть настолько, что атомы будут терять свои электроны при сильных столкновениях друг с другом, то оно окажется в состоянии, которое физики называют «плазмой». Магнитное поле в этом случае играет роль бутылки, из которой плазма не может выйти, разве что в исключительных случаях. на Солнце магнитное поле увлекает за собой плазму и перемешивает ее, как половником в кастрюле. Временами случается, что области солнечного вещества, в которых магнитное поле сильно, выходят на поверхность Солнца, и плазма в них охлаждается, излучая наружу тепло, в то время как горячая плазма из соседних областей проникнуть к ней не может. Такие более холодные зоны выглядят темными пятнами на поверхности Солнца; это и есть знаменитые солнечные пятна, открытые Галилеем (хотя почти наверняка еще раньше их видел иезуит Шейнер из Инголштадта).

Бывает также, что магнитные силовые линии так закручиваются, что могут «сломаться», передавая всю свою энергию плазме, которая тогда бурно нагревается и ускоряется до скоростей в несколько сотен километров в секунду; в таких случаях наблюдаются так называемые «солнечные вспышки». о солнце нам известно уже очень многое, но не все. Так, количество солнечных пятен меняется, следуя одиннадцатилетнему циклу, но вместе с тем наблюдаются и вековые изменения, которые каким-то таинственным образом влияют на климат Земли.

Классификация звезд

Что можно сказать о других звездах? Астрофизики давно уже поняли, что самым существенным параметром, характеризующим динамику звезды, является ее масса, т.е. общее количество вещества, из которого она состоит. Увеличение массы вдвое влечет за собой увеличение светимости звезды примерно в тридцать раз (как в случае Сириуса); во столько же раз уменьшится светимость, если массу уменьшить наполовину. Сириус пожирает горючее соответственно в пятнадцать раз быстрее, чем Солнце; мы имеем здесь дело со «звездой-пустозвоном», которая хоть и светит ярко, но растеряет свой пыл гораздо раньше Солнца.

Существуют, однако, звезды (например, звезда Барнарда) с массой, в десять раз меньшей массы Солнца, и светимостью, меньшей в сто тысяч раз. Встречаются также объекты, которые светятся столь слабо, что их невозможно отличить от такой планеты, как Юпитер. Кстати, многие астрофизики считают Юпитер погасшей звездой (его масса в тысячу раз меньше солнечной и в триста раз больше массы Земли). с другой стороны, существуют и звезды с массой, в десятки раз превышающей массу Солнца, которые могут светить, как миллион Солнц. Речь идет об объектах, чрезвычайно нестабильных, жизнь которых (продолжительностью в несколько миллионов лет), как правило, заканчивается серией катастроф.

Эти сверхзвезды развиваются очень быстро, поэтому требуется не так много времени, чтобы в центральной области началось превращение водорода и гелия в более тяжелые элементы. Когда в этих превращениях начинается образование железа, становится невозможным дальнейшее выделение ядерной энергии, и снова начинается гравитационный коллапс. При определенных условиях такой коллапс происходит внезапно, в течение доли секунды, с точки зрения сопутствующего наблюдателя. Звезда «схлопывается», сжимаясь до чрезвычайно малого объема. Тепло, выделяемое при сжатии, передается внешней оболочке, и она, нагретая до миллиардов градусов, выбрасывается в пространство со скоростью в тысячи километров в секунду. Описанное нами явление известно под названием «вспышка сверхновой» и представляет собой одно из наиболее грандиозных и страшных событий на космической сцене (существуют также звезды, именуемые просто «новыми»; они также свидетели внушительных катастрофических явлений, но меркнут при сравнении со сверхновыми).

Самые близкие к нам звезды

Итак, мы знаем, что существует огромное разнообразие звезд, и приятно сознавать, что наблюдения в общих чертах достаточно хорошо подтверждают теоретические предсказания (за исключением некоторых «родимых пятен», на которых мы остановимся ниже). Посмотрев вокруг себя, мы увидим около сотни звезд, близких к Солнцу, расстояния до которых можно определить непосредственно методом треугольника. Более того, можно также определить их массы (используя закон притяжения Ньютона), если мы имеем дело, как часто случается, с системой из двух или более объектов. Расстояния до этих звезд меняются от 4,3 светового года, как в случае Альфы Центавра, до сотни световых лет. Большинство звезд расположено, естественно, на далеких расстояниях, и именно это обстоятельство делает их трудно наблюдаемыми. Изучая соседей Солнца, мы ничего примечательного в них (за исключением Сириуса и Альфы) не обнаруживаем; часто (в 60% случаев) встречаются системы, состоящие из нескольких объектов. Этот факт наводит на мысль, что и наличие планет у звезды, возможно, не исключение, а правило; впрочем, отличить молодую планету от маленькой звезды не всегда удается. Во всяком случае, не существует прямых наблюдений какой-нибудь темной планеты, вращающейся вокруг близкой к нам звезды; по всей вероятности, создание орбитальных телескопов предоставит интересующую нас информацию, можно надеяться, положительную.

Вернемся теперь к трудностям современных теорий о звездах. Помимо тепла, сгорание термоядерного горючего должно привести к появлению большого количества нейтрино. Как мы уже говорили, нейтрино – неуловимые частицы, способные проходить, не взаимодействуя, через огромную толщу вещества. в эксперименте, проводимом в настоящее время в Южной Дакоте (США), для обнаружения нейтрино используется большой бак, наполненный жидкостью, в которой нейтрино вызывают характерные реакции. Бак помещен в глубокую шахту. в жидкости, однако, было поглощено гораздо меньше нейтрино, чем ожидалось, и до сих пор нет удовлетворительного объяснения этого факта.

Согласно Понтекорво, может оказаться, что нейтрино превращаются в другие нерегистрируемые аппаратурой частицы во время длительного путешествия от Солнца до Земли. Некоторые ученые считают, что центральное ядро Солнца, где сжигается горючее, на самом деле имеет меньшие размеры, а его температура ниже, чем принято думать; существует также теория, согласно которой активность Солнца периодически оказывается значительно ниже обычной, хотя при этом внешний наблюдатель не зарегистрирует заметных изменений в его светимости.

Почти наверняка эти проблемы будут решены уже в ближайшие годы. Будущее Солнце представляет не только чисто академический интерес, хотя стадия «красного гиганта» наступит совсем не скоро и не может вызвать тревогу. Дело в том, что даже небольшие изменения светимости Солнца и частоты появления солнечных пятен могут привести к опасным нарушениям равновесия климата на Земле, и такие изменения необходимо уметь предсказывать.

чтобы избежать катастроф в будущем. об этих вещах известно пока ничтожно мало, и ученым потребуется приложить большие усилия в ближайшие десятилетия для решения возникающих проблем.

«Звезда-гостья», появившаяся в 1054 г.

В 1054 г. в созвездии Тельца была обнаружена ярчайшая звезда, превосходившая по светимости как звезды с постоянными характеристиками, так и планеты. Когда ее яркость достигла максимума, она была видна даже среди бела дня. к счастью для нас, прилежные китайские астрономы той эпохи подробно, обращая внимание на всевозможные детали, описали увиденное ими явление. Спустя несколько месяцев от новой звезды не осталось и следа (по крайней мере видимого невооруженным глазом). Китайцы нарекли ее звездой-гостьей, как называли любые скоротечные небесные явления (например, появление кометы).

Звезда-гостья китайцев не была кометой. в 1731 г. один астроном-любитель в Шотландии впервые увидел странную туманность в области созвездия Тельца. Через несколько десятков лет французский астроном Мессье составил свой знаменитый каталог, который начинался как раз с этого странного объекта (а именно, M1), называемого Крабовидной туманностью (по-английски Crab Nebula). Здесь я не буду останавливаться на истории научных поисков, которые привели к пониманию того, что Крабовидная туманность – это остаток после гигантского взрыва, воспринятого китайцами как появление той самой знаменитой «звезды-гостьи».

Эволюция звезд

Эти интересные и впечатляющие природные объекты все же заслуживают более подробного обсуждения и описания. Свою энергию звезда получает, постепенно превращая водород в более тяжелые элементы (гелий, углерод, кислород, неон и другие) с помощью сложной цепочки термоядерных реакций, происходящих в ее недрах. в действительности только 0,7% общей массы превращается в энергию согласно знаменитой формуле Эйнштейна E = mc2. Превращения прекращаются, когда заканчивается синтез железа, инертного вещества в «атомном пепле».

Надо иметь в виду, что звезда с большой массой сжигает свое горючее намного быстрее, чем легкая звезда. Так, например, масса Сириуса вдвое превышает массу Солнца, но его светимость в 28 раз больше. Запасы горючего Сириуса будут исчерпаны гораздо раньше, чем у Солнца. Такие простые оценки на самом деле являются слишком упрощенными, так как в конце своей жизни звезда переживает периоды неустойчивости, когда расход горючего стремительно возрастает, и ее жизнь укорачивается. в случае Солнца такая стадия наступит примерно через 5 млрд. лет.