Глава 2. Астрофизика и Солнечная система

Образование Солнечной системы

Наша Галактика содержит около 100 млрд. звезд, а всего галактик, которые в принципе наблюдаемы, примерно 10 млрд. Почему же тогда надо тратить время на выяснение подробностей рождения Солнца? Оно представляет собой посредственную, ничем не примечательную звезду, появившуюся около 4,6 млрд. лет назад (можно даже назвать его возраст средним). Солнце старше Плеяд, возраст которых несколько десятков миллионов лет, но заведомо моложе красных гигантов, населяющих шаровые скопления (их возраст 14 млрд. лет).

Дело в том, что Солнце до сих пор остается единственной известной науке звездой, на одной из планет которой существует жизнь. Поэтому чрезвычайно интересно исследовать механизм возникновения Солнечной системы. Может оказаться, что планеты образуются, как правило, при рождении какой-нибудь звезды. В этом случае заметно увеличилась бы вероятность обнаружить жизнь еще где-нибудь во Вселенной. Такая возможность представляет большой интерес, причем не только с научной точки зрения.

Теории прошлого

Первая теория образования Солнечной системы, предложенная в 1644 г. Декартом, имеет заметное сходство с теорией, признанной в настоящее время. По представлениям Декарта, Солнечная система образовалась из первичной туманности, имевшей форму диска и состоявшей из газа и пыли (монистическая теория). В 1745 г. Бюффон предложил дуалистическую теорию; согласно его версии, вещество, из которого образованы планеты, было отторгнуто от Солнца какой-то слишком близко проходившей большой кометой или другой звездой.

Наиболее известными монистическими теориями стали теории Лапласа и Канта. Трудности, с которыми встретились в конце 19 в. монистические теории, способствовали успеху дуалистических, однако развитие истории снова вернуло нас к монистической теории. Такие колебания вполне понятны, поскольку в распоряжении исследователей было очень уж мало данных: распределение расстояний до планет, подчиненное определенному закону (закон Боде), знание того, что планеты движутся вокруг Солнца в одну сторону, да еще некоторые теоретические соображения (на которых мы не будем останавливаться), касающиеся углового момента Солнечной системы.

Если бы Бюффон оказался прав, то появление такой планеты, как наша, было бы событием чрезвычайно редким, связанным с другим столь же редким событием, как сближение двух звезд, а вероятность найти жизнь где-нибудь во Вселенной стала бы ничтожно малой. Такая перспектива вызвала бы разочарование не только у читателей научной фантастики.

Рождение Солнца

Более многочисленны и надежны экспериментальные данные о Солнечной системе, полученные в послевоенные годы. Методы, которыми были исследованы метеориты и поверхность Луны, нельзя было бы даже представить во времена Лапласа.

Речь идет о веществе, которое образовалось на самой ранней стадии жизни Солнечной системы или даже было частью первичной туманности.

Исследования послевоенных лет привели к некоторому прояснению нашего происхождения. Мы уже рассказывали выше о «большом взрыве», в результате которого в далекую эпоху, примерно 15...20 млрд. лет назад, родилась Вселенная. Спустя миллиард лет после «большого взрыва» из смеси водорода и гелия, заполнявших все пространство, началось образование галактик. Первые звезды, образовавшиеся в те времена, все еще видны в шаровых скоплениях и в центрах галактик. Вслед за ними образовались спиральные рукава.

Наиболее массивные звезды, сформировавшиеся в самом начале, прошли очень быструю эволюцию, при которой водород превращался в более тяжелые элементы (в том числе углерод и кислород), а вновь образованное вещество выбрасывалось в окружающее пространство. Такие превращения и сейчас происходят в термоядерных реакциях, поставляющих всю энергию, излучаемую звездами.

Этот «пепел» в свою очередь подвергался локальному сжатию, приводящему к рожденью новых звезд, и цикл повторялся. Солнце представляет собой звезду второго или третьего поколения. Согласно Клейтону, сжатие, в результате которого образовалось Солнце, было вызвано сверхновой, которая, взрываясь, сообщила движение межзвездному веществу и, как метла, толкала его впереди себя; так происходило до тех пор, пока за счет силы тяготения не сформировалось стабильное облако, продолжавшее сжиматься, превращая собственную энергию сжатия в тепло.

Вся эта масса начала нагреваться, и за очень короткое время (десяток миллионов лет) температура внутри облака достигла 10...15 млн. градусов. К этому времени термоядерные реакции шли полным ходом и процесс сжатия закончился. Принято считать, что именно в этот «момент», от четырех до шести миллиардов лет назад, и родилось Солнце.

Образование планет

В ту эпоху Солнце было окружено обширным облаком пыли, состоявшей из песчинок графита (как в карандаше) и кремния (тончайший песок), а также, возможно, окислов железа, смерзшихся вместе с аммиаком, метаном и другими углеводородами. Столкновения этих песчинок привели к образованию камешков побольше, диаметром до нескольких сантиметров, рассеянных по колоссальному комплексу колец вокруг Солнца.

Вычисления, проделанные Голдрайхом, показали, что эти кольца были нестабильны из-за взаимного притяжения, и поэтому камешки на ранних стадиях объединились в большие тела типа астероидов, заполняющих пространство между Марсом и Юпитером и имеющих в диаметре несколько километров. В свою очередь нестабильной оказалась и система астероидов. Большие массы объединились в группы, которые наконец коллапсировали, образуя планеты.

Вначале Солнечная система состояла из планет и множества астероидов, еще не объединенных вместе и распределенных по очень сложным орбитам. Три миллиарда лет назад падение астероида на планету должно было быть явлением довольно частым; те небесные тела Солнечной системы, которые практически лишены атмосферы (как Луна, Марс и Меркурий), до сих пор несут на себе следы этих ужасных бомбардировок. На Земле воздействие атмосферы уничтожило следы таких событий, и только недавно образованные кратеры еще видны (один такой кратер имеется в штате Аризона).

Наиболее близкие к Солнцу планеты сформировались в более горячей области, нежели дальние планеты; более того, вскоре после своего рождения Солнце пережило период большой активности, когда его масса, уносимая горячим солнечным ветром, уменьшалась с огромной скоростью (всего за несколько миллионов лет масса Солнца уменьшилась вдвое).

Речь здесь идет о «стадии Тельца», получившей название по имени звезды, видимой в созвездии Тельца. Раскаленное дыхание Солнца очищало межпланетное пространство от газов и остаточной пыли, перемещая их в сторону внешнего пространства. Действительно, около дальних планет (Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун) и теперь встречаются в изобилии различные элементы, в то время как около внутренних каменистых планет их сравнительно мало. А вот единого мнения насчет происхождения комет до сих пор нет.

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.

Введение в астрофизику

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 = mc ².

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.

Сверхновые

«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 = mc ². 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.

Если бы вдруг, как по волшебству, прекратились реакции, происходящие в недрах обычной звезды, нам пришлось бы ждать несколько миллионов лет, чтобы заметить какое-то изменение. Самый парадоксальный эффект состоял бы в том, что уменьшились размеры звезды и одновременно увеличилась ее температура. Дело в том, что объем, занимаемый звездой, определяется ее внутренним теплом, при этом давление газа и излучения компенсирует стремление к гравитационному коллапсу. Погасив звезду, мы уберем единственное препятствие, сдерживающее гравитационную силу, и звезда сожмется под действием собственного веса. Но всем известно, что при сжатии газ нагревается (мы все когда-нибудь пользовались велосипедным насосом); то же явление происходит и в звездах.

Гравитационный коллапс

Как мы уже говорили, железо представляет собой инертное по отношению к ядерным реакциям вещество. Когда в центральной области массивной звезды аккумулируется достаточное количество железа, термоядерные реакции прекращаются и начинается коллапс. Вначале этот процесс протекает очень медленно и проявляется в постепенном повышении температуры. При определенной температуре становится возможным превращение протон электронной пары в пару нейтрон – нейтрино. Нейтрино, едва появившись, покидают звезду, унося энергию. В дальнейшем коллапс ускоряется и температура увеличивается до тех пор, пока железо не начнет распадаться, поглощая дальше энергию центрального ядра звезды. Конечным итогом этих процессов (температура уже достигает нескольких миллиардов градусов, происходит «нейтронизация» вещества) будет превращение почти всех электронов и протонов в нейтроны и нейтрино.

За несколько секунд центральное ядро коллапсирует в сильно сжатое состояние (нейтронную звезду, или пульсар), в котором плотность может достигать значений, в десятки триллионов раз превышающих плотность воды. Ложка, сделанная из такого сверхплотного материала, содержала бы столько же вещества, сколько его в целой горе. Вся масса Солнца занимала бы объем, сравнимый с размерами города. В зависимости от размеров и структуры звезды процесс сжатия либо прекратится на стадии нейтронной звезды, либо пойдет дальше – до стадии черной дыры.

При образовании пульсара энергия сжатия будет передаваться внешней оболочке, фактически еще не начавшей падать в направлении к центру (к этому времени пройдет всего лишь несколько секунд). Эта оболочка нагреется до температуры в миллиарды градусов и будет отброшена прочь большим давлением излучения (а также потоком нейтрино) со скоростью в тысячи километров в секунду. Внешний наблюдатель увидел бы почти мгновенное превращение звезды в огненный шар, стремительно расширяющийся и уничтожающий все на своем пути.

Когда яркость ее достигает максимума, светимость звезды может превысить первоначальную в миллиарды раз. Крабовидная туманность как раз состоит из остатков такой взорвавшейся звезды, которые продолжают распространяться в пространстве и занимают в настоящее время область диаметром в несколько световых лет.

Пульсары

В центре этой туманности все еще можно различить звездочку, которая считается пульсаром, оставшимся после взрыва, Вблизи она выглядела бы как почти идеальный шар, состоящий из сверхплотного вещества (нейтронной жидкости) и вращающийся вокруг своей оси с очень высокой скоростью (свыше 30 оборотов в секунду). Имеется запретное на самой звезде сильнейшее магнитное поле (в триллионы раз больше магнитного поля Земли), которое увлекается вращением пульсара. Это поле, взаимодействуя с плазмой, окружающей звезду, передает ей энергию вращения, что приводит к внушительным эффектам. Вся система ведет себя практически как вращающаяся фара, излучающая свет со всеми длинами волн, от радиоволн до рентгеновских лучей. Наблюдателю на Земле кажется, что пульсар излучает очень короткие вспышки света, разделенные одной тридцатой секунды (период обращения), отчего произошло само название «пульсар». Впервые пульсар наблюдал Хьюиш в 1967 г.