Айзек Азимов - Выбор катастроф Страница 26

Вначале, по мнению Гельмгольца, Солнце было очень тонким облаком газа, и его медленное сжатие в еще не очень интенсивном гравитационном поле давало лишь немного лучистой энергии. Только с продолжением сжатия, когда гравитационное поле, оставаясь неизменным по общей силе, концентрировалось в меньшем объеме и, следовательно, становилось более интенсивным, а сжатие было быстрым, Солнце стало производить энергию такого вида, с которым мы знакомы.

Около 25 миллионов лет назад Солнце сжалось до диаметра 300 миллионов километров, и лишь после этого оно сжалось до размера меньше, чем орбита Земли. Тогда в какой-то момент, менее чем 25 миллионов лет назад, могла образоваться Земля.

В будущем Солнцу предстоит умереть, потому что в конце концов оно не сможет больше сжиматься, а значит, источник его энергии будет исчерпан, и оно больше не станет излучать энергию, но остынет и превратится в холодное, мертвое тело, что определенно будет и финальной катастрофой для нас. Учитывая, что Солнцу потребовалось 25 миллионов лет на то, чтобы сжаться от размера орбиты Земли до его настоящего размера, можно предположить, что оно сойдет на нет примерно через 250 000 лет, и это будет все время, оставшееся для существования жизни на Земле.

Геологи, изучая изменения земной коры, убеждались в том, что Земля должна быть старше 25 миллионов лет. Биологи, изучая изменения в процессе биологической эволюции, тоже убеждались в этом. Однако отказаться от аргументации Гельмгольца значило отвергнуть закон сохранения энергии или надо было найти новый, более мощный источник энергии для Солнца. Именно вторая альтернатива спасла положение. Новый источник энергии был найден.

В 1896 году французский физик Антуан Анри Беккерель (1852—1908) открыл радиоактивность, и вскоре обнаружилось, что существует неожиданный и огромный резерв энергии в ядре атома. Если бы Солнце могло как-то использовать этот резерв, то не было бы необходимости предполагать, что оно все время сжимается. Оно могло бы излучать энергию за счет распада атомов в течение продолжительного времени без значительного изменения своего размера.

Просто говорить, что Солнце (и, таким образом, вообще все звезды) обладает атомной энергией, само по себе не убедительно. Но ядерная ли энергия делает Солнце Солнцем?

Еще в 1862 году шведский физик Андерс Йонас Ангстрем (1814—1874) спектроскопически обнаружил в Солнце водород. Постепенно стало известно, что этот самый простой из всех элементов очень распространен в Солнце. В 1929 году американский астроном Генри Норрис Рассел (1877—1957) доказал, что Солнце в основном и состоит из водорода. Теперь мы знаем, что оно на 75% состоит из водорода и на 25% из гелия (второй простейший элемент), причем более сложные атомы присутствуют только в небольших долях процента. Из этого ясно лишь то, что если на Солнце происходят ядерные реакции, являющиеся источником его лучистой энергии, то эти реакции должны быть связаны с водородом и гелием. Ничего больше в достаточном количестве там нет.

Между тем в начале 20-х годов английский астроном Артур Стэнли Эддингтон (1882—1944) установил, что температура в центре Солнца составляет миллионы градусов. При такой температуре атомы расщепляются, электронная оболочка разлетается и обнаженные ядра могут ударяться друг о друга с такой силой, что начинается ядерная реакция.

Солнце действительно началось с разреженного облака пыли и газа, как и предполагал Гельмгольц. Оно действительно медленно сжималось, выделяя в процессе сжатия лучистую энергию. Тем не менее, когда оно сжалось до размера, близкого к настоящему, когда стало достаточно горячим, чтобы положить начало ядерным реакциям, оно засверкало в настоящем смысле этого слова. И как только это произошло, оно длительное время сохраняет свой размер и свою лучистую интенсивность.

Наконец, в 1938 году американский физик немецкого происхождения Ганс Альберхт Бете (р. 1906), используя лабораторные данные относительно ядерных реакций, сделал вывод о природе реакций, которые имеют место внутри Солнца и производят энергию. Это – сложное преобразование ядер водорода в ядра гелия («водородный синтез») через ряд вполне определенных этапов.

Водородный синтез производит достаточное количество энергии, чтобы сохранить сияние Солнца в его настоящем виде в течение длительного времени. Астрономы теперь убеждены в том, что Солнце в настоящем своем виде сияет в течение примерно 5 миллиардов лет. И действительно теперь считают, что Земля, Солнце и Солнечная система в настоящем их виде существуют примерно 4 миллиарда лет. Это по времени соответствует тем имеющим место изменениям, которые наблюдают геологи и биологи.

Это также означает, что Солнце, Земля и Солнечная система в целом могут продолжать существовать (при отсутствии вмешательства извне) еще в течение миллиардов лет.

Хотя ядерная энергия поддерживает излучение Солнца, это не может продолжаться вечно. Энергетического запаса хватит еще на миллиарды лет, но в конце концов он должен иссякнуть.

До 40-х годов предполагалось, что каким бы ни был источник энергии Солнца, постепенное истощение этого источника приведет к тому, что Солнце охладится, под конец станет тусклым и совсем потемнеет, а Земля замерзнет в бесконечной Фимбулвинтер.

Однако возникли новые методы изучения эволюции звезд, и эта катастрофа холода оказалась неадекватной картиной конца.

Звезда находится в равновесии. Ее собственное гравитационное поле порождает тенденцию к сжатию, в то же время тепло ядерных реакций внутри нее порождает тенденцию к расширению. Одно уравновешивает другое, и поскольку ядерные реакции продолжаются, равновесие поддерживается, и звезда визуально остается неизменной.

Чем массивней звезда, тем сильнее ее гравитационное поле и сильнее тенденция к сжатию. Чтобы такая звезда сохраняла свой объем, она должна подвергаться ядерным реакциям в большем темпе, развивая более высокую температуру, необходимую для уравновешивания сильной гравитации.

Следовательно, чем массивней звезда, тем более горячей должна она быть и тем скорее она должна израсходовать свое ядерное топливо – водород. Начнем с того, что более массивная звезда содержит водорода больше, чем звезда менее массивная. Рассматривая все более и более массивные звезды, мы заметим, что топливо, которое необходимо тратить для уравновешивания гравитации, должно сгорать значительно быстрее, чем возрастает наличие водорода. Это означает, что более массивная звезда использует свой больший водородный запас быстрее, чем менее массивная звезда использует свой меньший запас водорода. Короче, чем массивней звезда, тем быстрее она расходует свое топливо и тем быстрее она проходит различные стадии своей эволюции.

Предположим тогда, что мы изучаем скопления звезд – не шаровидные скопления, которые содержат так много звезд, что отдельные звезды неудобно изучать, а «открытые скопления», в которых только от нескольких сотен до нескольких тысяч звезд, разбросанных достаточно далеко друг от друга, чтобы позволить их индивидуальное изучение. Существует около тысячи таких скоплений, видимых в телескоп, а некоторые, такие, как Плеяды, достаточно близки, так что более яркие из звезд видны невооруженным глазом.

Все звезды в открытом скоплении, предположительно, сформировались приблизительно в одно время, из единого обширного облака пыли и газа. Из этой общей отправной точки, тем не менее, более массивные продвинулись бы дальше по пути эволюции, чем менее массивные, и на этом пути мог бы быть получен весь спектр позиций. Путь этот будет обозначен, если температуры и полные яркости расположить по отношению масс. Для того чтобы понять, что происходит внутри звезды, астрономы в качестве гида могут использовать свои возрастающие знания относительно ядерных реакций.

Оказывается, хотя звезда в конечном счете остывает, она проходит через длительный период, в течение которого она на самом деле становится горячее. Когда в недрах звезды водород преобразуется в гелий, ее внутренность становится все богаче гелием и поэтому более плотной. Возрастающая плотность усиливает гравитационное поле внутренности, она сжимается и вследствие этого становится горячее. По этой причине постепенно полностью нагревается и вся звезда, так что, в то время как центр сжимается, вся звезда в целом слегка расширяется. Со временем центр становится настолько горячим, что могут иметь место новые ядерные реакции. Ядра гелия внутри него начинают комбинироваться и образовывать новые более сложные ядра более тяжелых элементов, таких как углерод, кислород, магний, кремний и тому подобные.

И вот в центре внутренности становится настолько горячо, что равновесие полностью нарушается в сторону расширения. Вся звезда в целом начинает увеличиваться в ускоренном темпе. Когда она расширяется, общая энергия, излучаемая звездой, увеличивается, но эта энергия распространяется по более обширной поверхности, которая увеличивается в размере даже еще быстрее. Следовательно, температура любой части быстро увеличивающейся поверхности снижается. Поверхность охлаждается до такого уровня, что она накаляется лишь докрасна, вместо того чтобы накаляться добела, как в молодости звезды.