«Но рыба была такая большая», — писал Хемингуэй, и его персонажу пришлось примириться с этим фактом, как все же

130

примирилось человечество с понятием о колоссальных межз­вездных расстояниях. И параллаксы звезд в конце концов были измерены, а из параллакса и параметров земной орбиты уже ни­чего не стоит вычислить расстояние до звезды. Проще говоря, расстояние до звезды, выраженное в парсеках, обратно пропор­ционально тригонометрическому параллаксу данной звезды, измеренному с базой, равной среднему радиусу земной орбиты. Парсек (пк) — это внесистемная единица, употребляемая в астро­номии и равная 3,26 светового года. С расстояния в 1 пк большая полуось земной орбиты будет наблюдаться под углом в одну се­кунду дуги. Мы будем использовать парсек наряду со световым годом, отдавая предпочтение парсеку.

Само собой разумеется, первыми кандидатами на определе­ние расстояния оказались наиболее яркие звезды, ибо предпола­галось — и вполне разумно за невозможностью иных подходов к проблеме, — что яркость звезды на небе зависит прежде всего от ее удаления от нас и уж потом от ее индивидуальных характери­стик. Разумеется, приходилось учитывать и собственное движе­ние звезд на небе. Первой звездой, чей параллакс был достаточ­но точно измерен, стала Вега. Эту работу проделал В.Я. Струве, впоследствии директор Пулковской обсерватории и один из са­мых замечательных российских астрономов. Результат оказался равным 7,8 пк, или около 26 св. лет. Если бы В .Я. Струве пытал­ся измерить параллакс не Веги, а, допустим, Ригеля, удаленно­го от нас на 250 пк, то результат получился бы в лучшем случае неуверенным. С Денебом, удаленным от нас вчетверо дальше Ригеля, дело обстояло бы еще хуже. С другой стороны, измерить параллакс Сириуса (2,6 пк) было бы проще, а Толимана, более известного как Альфа Центавра (1,3 пк), — еще проще. Правда, Толиман не виден на небе Пулково... Но в общем можно сказать, что В.Я. Струве нашел не самую худшую кандидатуру для перво­го опыта по измерению параллакса.

Итак, стало ясно: звезды принципиально ничем не отлича­ются от Солнца. При этом само собой разумеется, что у каждой звезды своя «физиономия», и в классификации звезд астрономы

131

быстро достигли больших успехов. Что и неудивительно: мало найдется на свете более увлекательных научных занятий, чем классификация чего бы то ни было. Но чтобы классифицировать звезды, надо знать их параметры.

Расстояние до звезды — не параметр. Перемешайте и рас­сыпьте по полу тысячу разноцветных бусин — много ли полез­ной информации удастся вам выудить из скрупулезного подсче­та расстояний, на которые раскатились бусины, и сопоставления его с цветом? Параметры звезды — это прежде всего абсолютная светимость, масса, диаметр, температура поверхности, химиче­ский состав, скорость вращения, периодичность и ее тип для пе­ременных звезд. Собственная скорость звезды — тоже параметр, но не имеющий отношения к строению звезды. А вот двойствен­ность может иметь к нему отношение, если речь идет о тесной звездной паре, в которой возможно (а подчас и наблюдается) перетекание вещества с одной звезды на другую.

Но пойдем по порядку.

Информацию о температуре поверхности звезды дает ее спектр. О, В, A, F, G, К, М — так астрономы обозначили спек­тральные классы звезд, начиная от самых горячих и кончая самыми холодными, а в обиход студентов и любителей астро­номии вошла фраза для лучшего запоминания: «Один Бритый Англичанин Финики Жевал, Как Морковь», — фраза куда более нелепая, чем подобные ей фразы для запоминания цветов ра­дуги или геологических периодов истории Земли, зато момен­тально застревающая в памяти. (Английский вариант не хуже: «Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me».) Впоследствии, когда астрономы выделили некоторые экзотические звезды в особые классы R, N, S, фраза поменялась: «О, Братцы Астрофизики! Глядите, Какие Мы Разрешаем Неразрешимые Спектры!» (Соответственно, на английском: «Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now, Sweetheart!»). Сравнительно недавно были выделены еще два спектральных класса — L и Т, «зарезервированные» для особо холодных крас­ных звезд и коричневых карликов, а также класс W, куда во­шли непомерно горячие, истекающие веществом звезды типа

132

Вольфа-Райе. Сочинил ли кто-нибудь новую «запоминатель- ную» фразу, нам неизвестно...

Звезды класса О характеризуются почти полным отсутстви­ем линий поглощения в спектрах, из чего сразу следует, что эти звезды весьма горячи — до 8о тыс. К. Сравните эту величину с температурой поверхности Солнца, равной 5780 К, и «почув­ствуйте разницу». Цвет этих звезд — голубой или голубоватый. Далее по мере уменьшения температур идут голубовато-белые звезды класса В, белые звезды класса А, желтоватые класса F, желтые класса G, оранжевые класса К и красные класса М. Еще холоднее и «краснее» звезды классов L и Т, которые и звездами- то назвать несколько неудобно, однако, поскольку они не яв­ляются планетами, приходится все-таки причислить их к звез­дам. Спектральные классы R, N и S являют собой ответвления от классов G и К. Принадлежность звезды к классу R, N или S определяется не температурой ее поверхности, а химическим со­ставом наружных слоев. Так, R- и N-звезды содержат во внеш­них слоях молекулы углерода, циана и моноокиси углерода, а в спектрах S-звезд имеются полосы окиси титана, циркония и, как это ни странно, линии технеция. Странно — потому что элемент технеций не имеет ни одного стабильного изотопа, следователь­но он образуется в самих звездах где-то вблизи их поверхности в результате каких-то еще не вполне понятных ядерных реакций. «Утешимся» однако тем, что звезды R-, N- и S-классов доволь­но редки и не влияют на общую картину. То же относится и к W-звездам, которых известно порядка 250. «Уродцы» интерес­ны сами по себе, но не в контексте изучения свойств типичных звезд. В конце концов, и люди иногда рождаются шестипалыми, но никому не придет в голову сказать, что шестипалость — обя­зательное свойство человека.

Итак, имеем «линейку» со спектральным классом О (8о тыс. К) на одном ее конце и спектральным классом М (3 тыс. К) на другом. Каждый класс разделен на ю подклассов, например: Ао, Ai, А2,... А9, а следом идет уже Fo. По мере движения слева направо вдоль этой «линейки» температуры поверхности звезд

133

монотонно уменьшаются, а равно уменьшается и светимость — не для всех звезд, но д ля многих.

Спектр звезды и ее светимость (относительную) определить очень легко. Зная расстояние до звезды, можно найти ее абсо­лютную светимость. С расстояниями, правда, загвоздка: надеж­ный параллактический метод хорошо работает лишь на сравни­тельно небольших расстояниях, во всяком случае не превышаю­щих 100-200 пк. Для больших расстояний существуют другие методы — увы, менее точные. Прежде всего это метод измере­ния расстояний по цефеидам. Цефеиды — правильные перемен­ные звезды, причем наблюдается довольно четкая зависимость между абсолютной светимостью цефеиды и периодом ее пульса­ций. Выяснить период ничего не стоит, а уж из него и из относи­тельной светимости цефеиды очень просто найти расстояние до нее — разумеется, с той точностью, с которой выполняется зави­симость «светимость-период».

Стало быть, если в каком-то звездном скоплении есть хотя бы одна цефеида, мы можем легко найти расстояние до нее, а зна­чит, для любой звезды этого скопления. Размерами скопления приходится пренебречь, что в большинстве случаев оправдано.

Но! Цефеиды встречаются нечасто, это сравнительно корот­кая стадия жизни массивных звезд, и далеко не всякое скопле­ние содержит цефеиды. И как быть со звездами, не входящими в скопления?

К счастью, и в радиусе 100-200 пк от Солнца находится доста­точное количество звезд, чтобы на основе их изучения пытаться строить какие-то закономерности.

Прежде всего: влияет ли масса звезды на ее температуру и, следовательно, на спектральный класс? Этот вопрос был, по­жалуй, главным для нарождающейся астрофизики XIX века. Из самых общих соображений следовало: да, влияет. Но как это проверить? Ведь надежного метода определения массы одиноч­ной звезды не существовало, как и не существует до сих пор.

Что осталось астрономам? Во-первых, молчаливо предполо­жить, что звезды одного спектрального класса и равной светимо­

134

сти имеют и равные массы. Во-вторых, присмотреться к двойным звездам (особенно удобны затменные переменные) и по третье­му закону Кеплера вычислить сумму их масс. Если также удается определить орбиту каждого компонента двойной системы отно­сительно общего центра масс, то можно вычислить и массу каж­дого компонента в отдельности.

Итак, проделав весьма громоздкую работу по определению звездных характеристик, можно построить зависимости «масса- светимость» (А.С. Эддингтон выполнил эту работу чисто теоре­тически, после чего его выводы были подтверждены на наблю­дательном материале) и «спектральный класс-масса». Но, как ни странно, куда более наглядной оказалась диаграмма «спектр- светимость», вообще не требующая знания массы звезды!

Вид этой диаграммы, более известной под названием диа­граммы Герцшпрунга-Рессела, приведен на рис 16. Каждой точ­ке на диаграмме соответствует звезда. Что в этой диаграмме бро­сается в глаза?

В первую очередь — наличие ясно видимой главной после­довательности, куда входит и наше Солнце с его спектральным классом G2V. «V» в данном случае не латинская буква, а римская цифра 5. Дело в том, что на диаграмме Герцшпрунга-Рессела на­считывается несколько последовательностей (рис. 17), и главная последовательность имеет условный номер V. Номер 1а присвоен последовательности ярких сверхгигантов, lb — слабых сверхги­гантов, II — ярких гигантов, III — слабых гигантов, IV — субгиган­тов, VI — субкарликов, и, наконец, последовательность VII носит название последовательности белых карликов. Сложно?

Не очень. Первый же беглый взгляд на диаграмму Герц­шпрунга-Рессела говорит нам о том, что главная последователь­ность «населена» гораздо гуще остальных. Из этого факта сле­дует совершенно правильный вывод, что место «нормальной» звезды — именно на главной последовательности, или, во всяком случае, звезда проводит на ней значительную часть своей жизни. Следовательно, разумно разобраться сперва с главной последо­вательностью, а потом уже переходить ко всем прочим.

135

— Часть III —

Кстати. Нравится нам это или нет, но астрономы называют главную последовательность также последовательностью кар­ликов. Многим неприятно сознавать, что наше Солнце отнесено к карликам, но как быть со звездами классов О и В, светящими подчас в сотни и тысячи раз ярче Солнца и притом находящими­ся на главной последовательности? Сириус и Вега — тоже кар­лики?

136

— Мир звезд —

Увы, да. Здесь таится определенная терминологическая пута­ница. Чтобы избежать ее, мы будем называть гигантами лишь те звезды, которые на диаграмме лежат правее и выше главной по­следовательности. При этом ярчайшие звезды главной последо­вательности могут даже превосходить их светимостью. «Не все то золото, что блестит», — говорит пословица. Вывернув ее наизнан­ку, скажем: звезда-карлик необязательно тускла и невзрачна.

Логичный с виду, но на сей раз абсолютно неверный вывод астрофизиков прошлого состоял в убеждении: эволюциониру­ющая звезда (а то, что звезды эволюционируют, безвозвратно теряя энергию на излучение, было совершенно очевидно) посте­пенно перемещается по диаграмме Герцшпрунга-Рессела слева направо, т. е. мало-помалу охлаждаясь, перебирается из одного спектрального класса в другой и теряет светимость. Еще и сейчас спектральные классы О, В, А называют иногда «ранними», a G, К, М — «поздними». Пусть это не вводит вас в заблуждение. Не имеет значения, как назвать, — важно, что под этим подразумевается.

Развитие астрофизики развеяло эти наивные представления. Действительность оказалась гораздо сложнее, но и интереснее. Однако об этом ниже.

137

Вопрос давний и не праздный. В конце концов, мы кровно заинтересованы в том, чтобы наше Солнце и впредь продолжа­ло светить с прежней интенсивностью, не позволяя себе ни че­ресчур ярких вспышек, ни, боже упаси, угасания. От ровного и постоянного излучения нашей главной «лампочки» и «печки» зависит существование земной биосферы, а значит, и существо­вание человечества. Умозрительно было понятно, что Солнце светит более или менее ровно по крайней мере около 7 тыс. лет (возраст Вселенной согласно Библии, если понимать ее букваль­но), а значит, за его свечение никак не могут отвечать химиче­ские реакции горения (например, каменного угля), поскольку угольное Солнце при наблюдаемом потоке излучения от него прогорело бы гораздо раньше. Мысль о том, что кто-то непре­рывно подбрасывает в Солнце топливо и вдувает кислород для его сгорания, уже триста лет назад не казалась ученым заслужи­вающей внимания.

В середине XIX века великому Гельмгольцу удалось, каза­лось, предложить приемлемое объяснение долговременной и более-менее постоянной светимости Солнца. Он предпо­ложил, что Солнце постоянно сжимается. За счет сжатия по­тенциальная энергия вещества высвобождается в виде тепла. Расчеты показали, что для объяснения наблюдаемой светимо­сти Солнца оно должно сжиматься примерно на 150 м в год — величина столь малая, что ее нельзя измерить ни во времена Гельмгольца, ни сейчас. Увы, гипотеза не прошла. Расчеты по­казали, что всего-то 18 млн лет назад диаметр Солнца должен был просто-напросто превышать диаметр земной орбиты. Это не лезло ни в какие ворота, и не из-за того, что подобных пух­лых звезд не существует (как раз существуют!), а потому, что накопленный к середине XIX столетия геологический матери­ал прямо указывал: возраст Земли составляет по меньшей мере

138

сотни миллионов лет. Предположить, что Земля намного стар­ше Солнца, значило вступить в область беспочвенных фанта­зий. Куда логичнее было продолжать поиски иных энергетиче­ских источников Солнца.

В 1905 году, когда Эйнштейн вывел свою знаменитую фор­мулу, показав эквивалентность массы и энергии, источник был наконец найден. Любой школьник сегодня знает (во всяком слу­чае должен знать), что таковым источником являются термоя­дерные реакции в недрах Солнца, в результате которых какая- то доля его массы превращается в излучение. Элементарный расчет показывает, что Солнце ежесекундно теряет в виде из­лучения 4600 т вещества — масса солидного товарного поезда. Однако по сравнению с массой Солнца это ничтожно мало, и нам не следует бояться ни того, что Солнце вскоре погаснет, ни того, что благодаря уменьшению его массы орбита Земли удлинит­ся настолько, что на Земле наступит вечный холод. Напротив, как бы нам не стало слишком жарко. Светимость Солнца очень медленно, но верно увеличивается, и наступят времена, когда Земля перестанет быть подходящей для белковой жизни плане­той. Радует лишь то, что эти времена наступят еще ох как неско­ро. Но отдаленным потомкам человека (если они у него будут) когда-нибудь неминуемо придется всерьез задуматься: не сме­нить ли место жительства?

Итак. С энергоисточником Солнца ученые вроде разобра­лись — это ядерные реакции. Оставалось непонятным — какие именно? На начало XX века был известен лишь один тип ядер- ных реакций — радиоактивность. Она и была первым делом предложена — и мгновенно отвергнута. Ведь радиоактивность — процесс спонтанный, не зависящий ни от плотности вещества, ни от его температуры. Между тем было уже ясно, что Солнце, как и любая звезда, обладает «отрицательной обратной связью», т. е. способно к быстрому восстановлению своей структуры и сво­их характеристик после мелких случайных нарушений. Нет, ра­диоактивность решительно не годилась. Термоядерные реакции синтеза — иное дело.

139

Главным образом это реакции превращения водорода в гелий. Их две — протон-протонная реакция и углеродно-азотный цикл, называемый также циклом Бете-Вайцзекера. Рассмотрим обе.

Суть протон-протонной реакции состоит в последовательном «слипании» протонов с образованием сначала дейтерия (при этом высвобождаются позитрон и нейтрино), а затем легкого изотопа гелия ³Не с испусканием гамма-кванта. После чего два ядра ³Не реагируют между собой с образованием ядра ⁴Не и двух протонов. Последний этап может проходить и иначе, если ядро ³Не прореагирует с ядром ⁴Не, а затем образовавшееся ядро бе­риллия ⁷Ве превратится, захватив протон, в ядро неустойчиво­го изотопа бора ⁸В, распадающегося на два ядра ⁴Не. Возможны (и происходят в действительности) и иные варианты послед­него этапа данной реакции, но суть ее остается неизменной: из четырех ядер водорода (протонов) получается одно ядро гелия (альфа-частица). При этом выделяется энергия 26,2 МэВ, а де­фект массы составляет около 0,7%. Часть энергии уносится ней­трино, остальное идет на поддержание температуры звездного ядра, постоянно норовящего остыть за счет энерговыделения звезды.

В горячих и плотных недрах звезды протоны только и делают, что соударяются друг с другом. Однако вероятность того, что два столкнувшихся протона прореагируют с образованием дейтерия, настолько низка, что повергает в священный трепет. В среднем ю млрд лет пройдет в солнечных недрах, прежде чем конкрет­ный протон, за которым мы умозрительно наблюдаем, случайно наберет достаточную скорость, чтобы, столкнувшись «лоб в лоб» с другим столь же энергичным протоном, прореагировать с ним. Строго говоря, реакция двух даже очень энергичных протонов все равно где-то из области чуда, поскольку их энергии (скажем, порядка 20 кэВ) явно недостаточно для преодоления кулонов- ских сил отталкивания. Надо благодарить законы квантовой механики за то, что такие протоны все же могут с некоторой ве­роятностью «слипнуться» в ядро дейтерия, благодаря чему су­ществуют звезды, Солнце и мы с вами.

140

Легко понять, что скорость протон-протонной реакции долж­на весьма сильно зависеть от температуры. И действительно, она прямо пропорциональна 4~й степени температуры для диапазо­на 11-16 млн К и даже 5-й степени для более низких температур. Становится понятна резкая зависимость светимости звезды от ее температуры для красных карликов главной последовательно­сти на диаграмме Герцшпрунга-Рессела. Разумеется, на скорость протон-протонной реакции влияет не поверхностная температу­ра звезды, а температура ее недр, где, собственно, и протекают ядерные реакции, но качественную сторону вопроса диаграмма отражает верно.

Углеродно-азотный цикл Бете-Вайцзекера работает ина­че. Ядро углерода, поглощая протон, превращается в радиоак­тивный изотоп азота ¹³N. При этом испускается гамма-квант. Претерпевая бета-распад, ядро ¹³N превращается в ядро изотопа углерода ¹³С. Сталкиваясь с протоном, последнее превращается в обычное ядро азота ⁴N. При этом также выделяется гамма- квант. Далее к ядру азота присоединяется еще один протон, и получается ядро нестабильного изотопа кислорода ¹⁵0. Опять- таки испускается гамма-квант. Бета-распад ядра ¹⁵0 приводит к образованию ядра изотопа азота ¹⁵N. Последнее же, присоеди­нив еще один протон, «разваливается» на заурядный углерод ¹²С и гелий ⁴Не. Легко видеть, что потраченный на первом эта­пе реакции углерод восстанавливается на последнем этапе и не тратится. Можно провести аналогию с химическим катализа­тором.

Скорость этой реакции гораздо сильнее зависит от темпера­туры — в 15-й степени для интервала температур 24-26 млн К. Понятно, что углеродно-азотный цикл существен для горячих звезд. Что до Солнца, нагретого в центре до температуры пример­но 15 млн К, то за его излучение отвечает прежде всего протон- протонная реакция, но некоторый вклад вносит и углеродно­азотный цикл.

Естественно также, что в формулу для скорости углеродно­азотного цикла входит параметр, учитывающий концентрацию

141

более тяжелых элементов, чем водород и гелий. При полном от­сутствии углерода эта реакция попросту не пойдет.

Для гигантов и сверхгигантов, сильно разбухших и часто срав­нительно холодных с поверхности, но зато имеющих очень горя­чее ядро, существенна тройная гелиевая реакция. Она «включа­ется» в том случае, если весь водород уже «выгорел», после чего сжатие ядра привело к его разогреву до юо и более млн К. При этой реакции ядро гелия ⁴Не сталкивается с себе подобным, что приводит к образованию неустойчивого изотопа бериллия ⁸Ве. Скорее всего новообразовавшееся ядро тут же и распадется. Но может случиться, что оно успеет столкнуться с еще одним ядром гелия и поглотить его. Тогда образуется устойчивый изотоп угле­рода ^,2С и выделяется гамма-квант с энергией 7,3 МэВ.

Легко видеть, что эта реакция куда менее энергетически вы­годна, чем реакции на водороде. А скорость ее зависит от тем­пературы и вовсе с чудовищной силой — пропорционально 30-й степени! Совершенно ясно, что в недрах Солнца тройная гелиевая реакция не идет и идти не может, хотя гелия там предо­статочно.

Во всех случаях, однако, в результате этих реакций излучают­ся жесткие гамма-кванты. Почему же Солнце излучает преиму­щественно в видимом диапазоне электромагнитных волн, люди не прячутся от его излучения под свинцовые плиты, а дозиметры не зашкаливает от наведенной радиации? Нас спасает колоссаль­ная толща солнечного вещества, весьма непрозрачного, как это ни кажется странным на первый взгляд. Будучи непрозрачным, оно, естественно, охотно поглощает кванты. Поглотив жесткий гамма-квант, какой-нибудь атом переходит в сильно возбуж­денное состояние, после чего спонтанно избавляется от избытка энергии, но не сразу, а порциями, переходя с одного уровня воз­буждения на другой, более низкий, и испуская менее энергичные, т. е. более длинноволновые, кванты, которые, в свою очередь, поглощаются другими атомами... и т. д. Миллионы лет требуют­ся излученному в центре Солнца кванту, чтобы достичь поверх­ности нашего светила и быть излученным в пространство уже

142

в виде множества квантов гораздо более низких энергий, чем их «прародитель». Из цвета Солнца прямо следует, что наибольшее количество покидающих его квантов имеет энергию, соответ­ствующую оптическому излучению желтого цвета. Разумеется, есть в солнечном спектре и все длины волн видимого цвета, и инфракрасные лучи, и ультрафиолет разной степени жесткости, и немного рентгеновских лучей, но с фильтрацией небольшо­го количества опасных для здоровья лучей вполне справляется земная атмосфера. Нам остается только порадоваться тому, что Солнце, как всякая порядочная звезда, имеет внутри себя непро­зрачные для излучения слои. Будь иначе, ни о каком возникно­вении жизни на Земле не пришлось бы и говорить.

«Газовый шар, находящийся в состоянии равновесия», — отвечают на этот вопрос астрофизики, понимая, конечно, что данное условие является необходимым, но не достаточным. Не всякий газовый шар, находящийся в равновесии, — звезда. Планеты-гиганты, например, звездами не являются, хотя состо­ят из газа и не обнаруживают намерения ни катастрофически сжаться, ни, наоборот, самораспылиться в космическом про­странстве. Строго говоря, звезды также не являются шарами из- за собственного вращения или тяготения звезды-компаньонки в двойных системах. Дотошный придира укажет и на то, что равно­весие тут, в общем-то, относительное, имея в виду конвективные движения звездного вещества, протуберанцы и корональные выбросы. Нечего и говорить о переменных звездах, особенно не­правильных переменных и выпыхивающих звездах, чрезвычай­но распространенных среди маломассивного населения глав­ной последовательности. Аккуратно пульсирующие цефеиды и долгопериодические мириды также пребывают в лучшем случае в состоянии квазиравновесия.

Однако все эти оговорки не играют серьезной роли. Более того, сама переменность звезд прямо указывает на то, что звезда пытается как-то подстроить свою структуру к меняющимся вну­тренним условиям, а испытываемые звездой автоколебания все- таки не приводят к ее разрушению.

«Нет ничего более простого, чем звезда», — утверждал сто лет назад «отец» современной астрофизики А.С. Эддингтон, ров­ным счетом ничего не зная о природе энерговыделения внутри звезд. Этого знания для объяснения стабильности большинства звезд и не требовалось. Достаточно было знать, что звезды со­стоят из газа и что в их недрах происходит выделение энергии, а уж причина его могла быть любой, вплоть до гельмгольцевского сжатия.

144

Сила, удерживающая вещество в звезде, более чем очевид­на — это тяготение. Не будь его, звезда вела бы себя точно так же, как обыкновенный горячий газ в пустоте, т. е. весьма быстро рас­сеялась бы в пространстве. И.С. Шкловский приводит простей­ший расчет, согласно которому типичная звезда с температурой поверхности ю тыс. К увеличилась бы в размере вдесятеро всего- навсего за ю суток, если бы сила гравитации вдруг исчезла. На самом деле это время будет еще меньше, поскольку внутренние слои звезды, конечно же, значительно горячее наружных.

Обратному процессу — сжатию звезды в «точку» — мешает единственная причина: давление газа, стремящегося к неогра­ниченному расширению. При отсутствии давления газа звезда, подобная Солнцу, катастрофически «схлопнется» за считаные минуты. Из классического «единства и борьбы противополож­ностей» гравитации и газового давления получается устойчивое образование — звезда.

Конечно, устойчивым оно будет оставаться лишь до поры до времени, поскольку ядерные источники энергии звезды — прин­ципиально исчерпаемый ресурс. Финал жизни звезды в конце концов один — сжатие либо до нового равновесного состояния, либо катастрофическое, с образованием черной дыры, но об этом ниже.

Предположим, что какой-то объем газа внутри звезды стал горячее окружающих его областей. Что произойдет? Если этот объем не сможет моментально сбросить в окружающие его обла­сти излишки своей тепловой энергии, то он увеличится в объеме, за счет чего его температура понизится, а плотность уменьшится. В результате данный объем газа начнет «всплывать» к поверхно­сти. Это есть не что иное, как конвекция вещества, возникающая, когда лучеиспускание не справляется с переносом энергии, ины­ми словами, когда вещество звезды непрозрачно к ее излучению.

Может показаться странным, что газовая смесь, составляющая вещество Солнца, непрозрачна, но это так. Более того, внешние слои Солнца непрозрачны в чрезвычайной степени! Между про­чим, это делает спектр Солнца похожим — конечно, в первом

145

приближении — на спектр абсолютно черного тела. Причина не­прозрачности заключается в низкой температуре внешних слоев Солнца по сравнению с внутренними. Сравнительно холодный, но еще достаточно плотный газ жадно поглощает кванты, не спе­ша отдавать их и, следовательно, нагреваясь. Основной вклад в поглощение квантов вносят элементы, более тяжелые, чем водо­род и гелий. Нагретое вещество, как было проиллюстрировано выше и как любой может убедиться на примере воды в кастрюле, стоящей на плите, будет подниматься вверх, а холодное веще­ство — опускаться вниз, в результате чего возникнет конвекция.

А что же в более глубоких слоях? Там газ горяч, полностью ио­низован и прозрачен для излучения. Можно считать, что Солнце состоит из трех слоев, и радиус каждого слоя составляет пример­но треть радиуса Солнца.

В центральной трети — зона энерговыделения. Там идутядер- ные реакции, а транспортировка энергии вовне осуществляется лучистым переносом.

Во втором, среднем, слое температура вещества уже мала для ядерных реакций, но еще достаточна для лучистого переноса. Из этого не следует, что там, как и в центральной зоне, нет переме­шивания вещества, — очень может быть, что перемешивание в какой-то мере происходит, однако не оно ответственно за транс­портировку энергии.

Наконец, внешний слой, составляющий треть солнечного радиуса, — конвективный. Наружные слои Солнца буквально бурлят, что наблюдается телескопически в виде грануляции. Гранулы на поверхности Солнца есть не что иное, как конвектив­ные ячейки. Выйдя на поверхность, нагретый газ наконец-то из­бавляется от излишков энергии, излучая кванты в пространство, после чего вновь «ныряет» в глубину.

В менее ярких и более холодных звездах главной последо­вательности внешняя конвективная зона занимает гораздо больший (относительно) объем. Это и понятно: чем менег на­греты недра звезды, тем уже область лучистого переноса и шире конвективная зона. Зато в массивных и горячих О- и В-звездах

146

главной последовательности картина в точности обратная. Энерговыделение там столь огромно, что лучистый перенос уже не справляется с транспортировкой энергии в глубинных слоях звезды, что приводит к образованию конвективного ядра. Зато внешние области такой звезды достаточно горячи, чтобы обе­спечить перенос энергии преимущественно излучением.

Итак, не только светимость, но и строение звезды главной по­следовательности зависят от ее массы. Ниже мы увидим, что сце­нарий жизни и особенно смерти звезды также зависит в первую очередь от ее массы. Какие же вообще массы бывают у звезд?

Верхний теоретический предел — около юо масс Солнца. Звезды столь большой массы находятся на пределе устойчиво­сти, их колоссальное собственное излучение готово разорвать их. Характерный пример — звезда Эта Киля, погруженная в туман­ность, состоящую из бывшего звездного вещества, выброшенно­го звездой при вспышке. Переменная-сверхгигант Р Лебедя, име­ющая светимость, в миллион раз превышающую солнечную, тео­ретически должна иметь массу не менее 80-100 масс Солнца. Эта звезда ежегодно теряет в виде звездного ветра ю⁴ масс Солнца.

Некоторое время астрофизиков чрезвычайно интриговал объект Ri36a, находящийся в Туманности Тарантул в Большом Магеллановом Облаке. Выглядя звездой, он имел светимость в юо млн солнц, а его масса оценивалась в 4000 солнечных, что резко противоречило теории. Но теория устояла. Метод спекл- интерферометрии, а также снимки, сделанные орбитальным теле­скопом «Хаббл», позволили выяснить природу объекта — это ока­залась не одиночная звезда и даже не кратная система, а тесное скопление минимум из 70 звезд. Похоже, что юо масс Солнца — это практический предел массы звезды, превышать который звез­де «не рекомендуется», если она хочет остаться звездой.

А что на другом полюсе — наименьших звездных масс? Мы знаем, что температура в центре звезды главной последователь­ности определяется ее массой. Если масса звезды мала, то мала и температура. Ее может не хватить для протон-протонной ре­акции, скорость которой, как мы помним, зависит от темпера­

147

туры в 5-й степени. Если масса звезды менее 0,075 солнечной (предел Кумара), то температура в ней недостаточна для протон- протонной реакции. Но откуда же сжимающееся протозвездное облако может «знать», что его масса недостаточна для формиро­вания полноценной звезды?

И действительно, такие звезды существуют. Они очень крас­ны, очень тусклы и называются коричневыми карликами. Их светимость обеспечивается очень медленным сжатием — как ви­дим, теория Гельмгольца, оказавшаяся непригодной для Солнца, вполне применима к коричневым карликам. Кроме того, в не­драх коричневых карликов на раннем этапе их существования могут идти реакции на легких ядрах (прежде всего дейтерия) с низким кулоновским барьером, но этих ядер мало, и они быстро «выгорают». Основной источник светимости коричневых карли­ков — все же сжатие.

Теоретически предсказанные довольно давно, коричневые карлики были открыты лишь в 1989 году после уточнения орби­тального движения компонент двойной звезды Вольф 424, одной из ближайших к Солнцу звезд. Выяснилось, что карликовые компоненты этой двойной звездной системы имеют массы 0,059 и 0,051 солнечной, что меньше предела Кумара. Сейчас астроно­мам известно множество коричневых карликов; в качестве по­следних отождествлены некоторые невидимые спутники звезд, а что до экзопланет (юпитероподобных объектов, обращающихся вокруг близких и не очень близких звезд), то за ними идет насто­ящая — и успешная — охота. В созвездии Ориона открыты также большие газовые планеты, не являющиеся спутниками звезд.

Возникает закономерный вопрос: а где вообще проходит грани­ца между звездой и планетой? Ведь коричневые карлики все-таки звезды, поскольку самосветящееся тело логично считать звездой, каковы бы ни были причины его свечения. С другой стороны, в атмосферах коричневых карликов предполагаются атмосферные явления, например, там могут идти дожди из расплавленных ме­таллов, что совсем не характерно для нормальных звезд. Четкой границы тут нет, астрономы лишь договорились провести ниж­

148

нюю границу масс коричневых карликов по уровню 0,013 солнеч­ной массы. Таким образом, Юпитер очень сильно — в 13 раз — не­добрал массы для того, чтобы быть переведенным в ранг звезды, пусть даже такой неполноценной, как коричневый карлик.

Для земных астрономов-наблюдателей как раз очень хорошо, что Юпитер маломассивен для звезды. Им и без того мешает яр­кая Луна, а если бы еще Юпитер светил на несколько звездных величин ярче, количество темных ночей резко уменьшилось бы.

Между прочим, средняя масса звезд в окрестностях Солнца равна 0,41 солнечной массы. Такая «усредненная» звезда явля­лась бы оранжевым карликом класса К и светила бы в 5-10 раз слабее Солнца. Разумеется, мы говорим о звезде, находящейся на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рессела, и это весьма существенная оговорка. Светимости звезд равной массы, но разных классов отличаются не в разы — на порядки.

Первым открытым астрономами белым карликом явился спут­ник Сириуса — Сириус В. Открыть его удалось потому, что соб­ственное движение Сириуса оказалось не прямым, а заметно вол­нообразным с периодом около 50 лет. Из этого следовал вывод о наличии массивного невидимого спутника, разглядеть который в телескоп удалось только в 1862 году. Сириус В также оказался звез­дой, причем не очень слабой, 8-й звездной величины. Лишь яркий блеск Сириуса А мешал наблюдателям заметить спутник раньше.

Итак, элементы орбит компонентов двойной системы стали известны, светимости тоже, и уже ничто не мешало получить полный «портрет» обеих звезд. А дальше начались чудеса на грани фантастики. Выяснилось, что Сириус В при крайне скром­ном для звезды диаметре, лишь втрое превышающем диаметр земного шара, но при массе порядка солнечной неизбежно дол­жен иметь чудовищную среднюю плотность — около 30 кг/см³. Сейчас такой плотностью не удивишь даже широкую публику, не то что астрономов, но в те времена столь громадные величины поражали воображение, поскольку находились в резком проти­воречии с бытовым опытом всякого человека. Нужно было по­стараться, чтобы представить себе силача а-ля Иван Поддубный,

149

напрасно старающегося приподнять спичечную коробку, напол­ненную веществом с Сириуса В.

Впоследствии было найдено немало подобных объектов, на­званных белыми карликами. Они действительно по большей ча­сти относятся к спектральному классу А, хотя есть исключения. Но характеризует все эти звезды прежде всего громадная плот­ность вещества в них. Так, звезда Вольфа, известная также под обозначением N457, втрое меньше Земли, а звезда Лейтена — вдесятеро. И это при звездных массах! Плотность Сириуса В да­леко не рекордная.

Несмотря на огромную плотность, вещество белых карли­ков — газ. Это может показаться странным, ведь наш земной опыт говорит нам, что газы легче жидкостей и твердых тел. Однако вспомним, что такое твердое тело. В нем ядра атомов находятся на определенном расстоянии друг от друга, определяемом радиу­сами внешних электронных оболочек. Последние довольно вели­ки по сравнению с размерами атомных ядер. Отсюда следует, что полностью ионизованные атомы газа, т. е. ядра, можно «упако­вать» гораздо плотнее, и вещество при этом все равно останется газом. Точнее, плазмой, но ведь плазма — это ионизованный газ.

Белые карлики состоят из гелия и более тяжелых элементов. Водорода в них нет, если не считать тонкую поверхностную обо­лочку. Из этого следует, что весь водород в таких звездах выгорел в результате ядерных реакций, ибо невозможно предположить, чтобы газовая туманность, давшая начало звезде, была исходно лишена водорода. Стало быть, белые карлики — весьма старые объекты, у которых «самое интересное» уже позади.

Более того, это типичные объекты. Разумеется, лишь ма­лую часть из них можно наблюдать средствами современной астрономии, но несколько таких звезд находятся в ближайших окрестностях Солнца, а мы не имеем оснований утверждать, что окрестности Солнца принципиально отличаются от других об­ластей Галактики. Следовательно, количество белых карликов в Галактике исчисляется миллиардами. Возможно, 10% всех звезд Галактики являются белыми карликами.

150

Как поведет себя звезда после выгорания ядерного топлива? Поскольку энерговыделение в ее центральных областях прекра­тится, давление света уже не будет компенсировать силу тяготения, стремящуюся сжать звезду. И действительно, звезда начнет сжи­маться до тех пор, пока гравитация не будет уравновешена каким- нибудь новым фактором и система вновь не станет устойчивой.

Какой же это новый фактор?

Если применить к белому карлику те же формулы газовых за­конов, которые мы имеем полное право применить к нормаль­ным звездам, исходя из того, что звездное вещество не сильно отличается от идеального газа, то окажется, то центральные тем­пературы белых карликов непомерно велики — сотни миллио­нов кельвинов. Но при таких температурах просто обязана эф­фективно идти тройная гелиевая реакция — уж гелия-то в белом карлике предостаточно. Выделяющаяся энергия должна тем или иным способом отводиться к поверхности и излучаться в про­странство, причем излучение должно быть весьма мощным.

Но этого не наблюдается. Наоборот, светимости белых карли­ков невелики, чтобы не сказать ничтожны; Как можно объяснить данный парадокс?

Только одним путем: центральные температуры сравнитель­но малы, а вещество белых карликов никоим образом не являет­ся идеальным газом, а имеет совершенно иные свойства, остава­ясь, однако, газом, несмотря на громадную плотность.

Такое вещество известно — это вырожденный газ. Электроны в нем в соответствии с принципом Паули движутся с большими скоростями — большими, чем в обычном газе, и их скорости не зависят от температуры, оставаясь высокими даже вблизи абсо­лютного нуля. Как следствие, давление вырожденного газа мало зависит от температуры. Давление вырожденного газа внутри белых карликов и есть тот фактор, который стабилизирует звез­ду, не давая ей сжаться еще сильнее.

Можно считать, что при температуре ю млн К, что является нормальной температурой звездных недр, газ становится вы­рожденным при плотности выше юоо г/см³. Следовательно,

151

внутри Солнца и других «нормальных» звезд газ не вырожден. Белые карлики — иное дело. Их плотность заведомо превышает указанный предел.

Любопытно, что зависимость радиуса от массы у белых кар­ликов обратная и вблизи величины 1,2 массы Солнца резко обрывается. Это значит, что для белых карликов существует верхний предел массы. Величина 1,2 массы Солнца называет­ся чандрасекаровским пределом (по имени индийского физика Чандрасекара, развившего теорию белых карликов); белый кар­лик большей массы должен сжаться до состояния нейтронной звезды с совершенно иными свойствами.

Белые карлики светят за счет запасов тепловой энергии. Эти запасы велики, и белые карлики расходуют их весьма экономно — ведь площадь излучающей поверхности у них мала. По меньшей мере сотни миллионов лет пройдут, прежде чем белый карлик остынет настолько, что перейдет в спектральный класс F, G и т. д. Вполне возможны «красные белые карлики». В конце концов звезда остынет настолько, что перестанет испускать видимые лучи и станет черным карликом. Это финал жизни для всех маломас- Сивных звезд, каковых во Вселенной подавляющее большинство.

В виде исключения бывают и более занимательные сценарии. Астрономам давно известны новые и новоподобные звезды — слабенькие объекты, периодически (раз в десятки или сотни лет) вспыхивающие на 4-6 звездных величин. Эти объекты всег­да входят в состав тесных двойных систем. Одной компонентой такой системы обязательно является белый карлик, а второй — красный карлику новых и красный гигант у новоподобных звезд. Красная компонента заполняет свою полость Роша¹ и теряет массу, перетекающую на белый карлик. Падая на поверхность белого карлика, газ нагревается до значительных температур, а по накоплении некоторой критической массы водорода проис­

¹ Поверхность нулевой скорости, при выходе за которую вещество будет по­теряно одной компонентой системы и попадет в область преимуществен­ного гравитационного влияния другой компоненты. — Примеч. авт.

152

ходит его взрыв, после чего вновь начинается накопление «го­рючего». Конкретный механизм взрыва не совсем понятен, но в его ядерной природе сомнений нет. Как видим, ядерные реакции не совсем несовместимы с белыми карликами, хотя, конечно, это случаи из разряда исключений.

О нейтронных звездах мы поговорим позднее, а сейчас перей­дем к красным гигантам. Эти звезды не назовешь малозаметны­ми! Бетельгейзе, Антарес, Альдебаран — настоящие украшения звездного неба и настоящие «прожекторы» среди «светлячков».

Массы некоторых красных гигантов, входящих в двойные систе­мы, были измерены и если чем-то и удивили астрономов, то лишь своими скромными значениями. Совершенно нормален красный гигант с массой Солнца, излучающий в сотни раз больше Солнца (например Альдебаран), а при массе порядка десяти солнечных масс получится уже красный сверхгигант вроде Бетельгейзе или Антареса, излучающий в тысячи раз ярче Солнца.

Одной из величайших побед астрофизики первой половины XX века следует считать объяснение эволюционного смысла диа­граммы Герцшпрунга-Рессела. Уход с главной последовательности в область красных гигантов — закономерный итог эволюции звезды с массой, превышающей 0,35 массы Солнца, после выгорания в ней водорода и включения тройной гелиевой реакции. Поздние стадии жизни звезды, еще способной поддерживать ядерные реакции, — это не прозябание среди красных карликов из-за постепенного угасания. Напротив, звезда демонстрирует своеобразный «пир во время чумы», щедро сжигая остаткиядерного топлива, уже «второ­сортного». Мы помним, что тройная гелиевая реакция — энергети­чески гораздо менее выгодный процесс, чем реакции на водороде, а значит, при высокой светимости звезды ядерное топливо тратится в ней довольно быстро. Следовательно, стадия красного гиганта в ясизни звезды относительно коротка — порядка на два короче ста­дии пребывания на главной последовательности.

Тот же вывод следует, между прочим, из относительной ред­кости красных гигантов в Галактике. Среди ближайших к Солнцу звезд преобладают звезды главной последовательности, есть не­

153

сколько белых карликов и ни одного красного гиганта. Они вы­деляются на небе вовсе не из-за близости к нам, а исключитель­но из-за своей высокой светимости.

Размеры красных гигантов и сверхгигантов колоссальны. Они следуют из простого соотношения между светимостью и температурой, а кроме того, диаметры некоторых ярких звезд измерены непосредственно методами оптической интерфероме­трии¹. Кроме того, угловой диаметр некоторых звезд (например Альдебарана) удается измерить во время покрытия их Луной с помощью скоростного фотометра. Диаметр Альдебарана оказал­ся в 36 раз больше солнечного, диаметр сверхгиганта Бетельгейзе превышает диаметр Солнца в 850 раз, а диаметр наибольшего компонента затменно-двойной системы S Золотой Рыбы дости­гает 1400 солнечных диаметров, что превышает диаметр орби­ты Юпитера. Разумеется, отсюда следует немедленный вывод о крайне низкой средней плотности красного гиганта. Здесь клю­чевое слово — «средней», ибо в центре такой звезды, где идут ре­акции на углероде, плотности огромны и сравнимы с плотностя­ми белых карликов. Далее мы увидим, что это сходство далеко не случайно.

Раздуваться, подобно пузырям, эти звезды заставляет мощ­ное собственное излучение — больше нечему. При увеличении объема газа падает его температура, что и приводит к переме­щению звезды в спектральные классы К или М на диаграмме Герцшпрунга-Рессела. Существует небольшое количество гиган­тов и сверхгигантов классов G, F, А и даже более горячих, притом не относящихся к главной последовательности; разговор о них пойдет ниже.

¹ При помощи интерферометра интенсивностей Р. Хэнбюри-Брауна. Примем. авт.

Можно с уверенностью сказать, что нам повезло: наше Солнце — очень спокойная звезда. Она не переменная и ни­когда не светила ни вдвое слабее, ни вдвое сильнее, чем сей­час. Вспышки на Солнце слабы и влияют только на работу электросистем и наше самочувствие, но никак не на саму воз­можность жизни на Земле. У Солнца нет крупного самосветя- щегося спутника с такой орбитой, которая бы сделала невоз­можным возникновение жизни на Земле из-за температурно­го фактора. Наконец, Солнце обеспечивает живые организмы Земли достаточным для мутаций количеством ультрафиолета (а без мутаций не было бы биологической эволюции) и одно­временно принадлежит к классу относительно долгоживущих звезд, поэтому возникшая на Земле белковая жизнь имела и еще имеет все шансы развиться от простейших до высших ор­ганизмов. Если кто-то думает, что выше человека уже ничего не может быть, то серьезно заблуждается. Во всяком случае, Солнце предоставило белковой жизни достаточное время для эволюционных экспериментов. И если даже глупость челове­чества окажется настолько велика, что приведет к его полно­му уничтожению, то эта потеря окажется малозначительной с точки зрения Мироздания. Низшим организмам, пережив­шим катаклизм, будет предоставлен еще один шанс. «Мы только себя можем уничтожить», — говорил один из персона­жей романа Майкла Крайтона «Парк юрского периода» и был совершенно прав. Если стоять на идеалистической в общем-то позиции и считать, что целью Вселенной является создание существ, способных к ее познанию и преобразованию, то не мешает напомнить читателю, что Вселенная располагает до­статочным временем для экспериментов в данной области и Невообразимо огромным количеством «экспериментальных площадок».

155

Но вернемся к Солнцу. Это звезда спектрального класса G2V, т. е. желтый карлик. Для тех, кого по-прежнему коробит слово «карлик», мы рады сообщить, что среди более чем 50 ближай­ших к нам звезд Солнце занимает вполне почетное пятое место, уступая лишь Сириусу, Альтаиру, Проциону и совсем немного — главной компоненте системы Альфа Центавра. Из этого, между прочим, следует, что диаграмма Герцшпрунга-Рессела страдает наблюдательной селективностью, ибо подавляющее большин­ство звезд в Галактике — красные карлики, непропорционально малочисленные на диаграмме. Их не так уж много видно на небе исключительно из-за того, что они очень слабы — например, све­тимость звезды Вольф 359 составляет всего-навсего 0,00002 сол­нечной. По той же причине на диаграмме слабо представлены многочисленные белые карлики.

Абсолютная светимость Солнца равна +4,8^т, что типично для звезд главной последовательности, имеющих такую массу; тем­пература его поверхности составляет 5780 К (речь идет о так на­зываемой эффективной температуре); 99% вещества приходятся на водород и гелий с преобладанием водорода. Радиус составля­ет 109 радиусов Земли, масса превышает земную в 332 946 раз, а средняя плотность составляет 1,409 г/см³, что сравнимо с плотностью воды. Тем, кто из всех газов имел дело только с ат­мосферным воздухом, все еще может показаться странным, что газ имеет такую плотность, но полезно сравнить эту величину с плотностью вещества в центре Солнца, составляющей, по раз­ным оценкам, величину в 140-180 г/см³, что на порядок превы­шает плотность самых тяжелых металлов.

И тем не менее это вещество — газ, причем, конечно, не вы­рожденный. Более того, в первом приближении его можно считать идеальным газом и применять для прикидочных рас­четов формулы, следующие из классических газовых законов. В идеальном газе частицы не вступают в реакции — химические либо ядерные — друг с другом. Для недр Солнца это почти так. Вспомним, насколько мала вероятность для протона присоеди­нить к себе другой протон, преодолев кулоновский барьер, т. все

156

станет на свои места. Невообразимое число соударений испытает среднестатистическая частица, прежде чем вступит в реакцию.

Что мы видим, глядя на Солнце? Видимая его поверхность называется фотосферой — именно от нее распространяется из­лучение. Вся поверхность фотосферы покрыта гранулами с ха­рактерным поперечником порядка тысячи километров, а также флоккулами — волокнами различной формы. Эти образования, постоянно возникающие и исчезающие, есть не что иное, как видимое проявление конвекции в наружных слоях Солнца. Их температура градусов на 200 выше, чем средняя по фотосфере. Вывод однозначен: каждая гранула или флоккула есть верхуш­ка конвективной ячейки, доставляющей нагретое вещество к поверхности. Фотосфера по сути просто «кипит» и по внешне­му виду издавна сравнивается с кипящей рисовой кашей. Так и должно быть: ведь наружная треть солнечного радиуса — это конвективная зона, где из-за низкой прозрачности вещества энергия отводится вовне только путем конвекции.

Солнечные пятна, открытые еще Галилеем, — менее зауряд­ное явление. Некоторые из них столь велики, что наблюдают­ся невооруженным глазом на закате или лучше сквозь темное стекло (годится компьютерная дискета, не спешите их выбра­сывать). Пятна — это магнитные силовые трубки, уходящие в недра Солнца. Поверхность Солнца в пятнах вдавлена, а темпе­ратура фотосферы в пятнах примерно на тысячу градусов ниже, чем полагается иметь звезде класса G2. Поэтому пятна кажутся темными только по контрасту с более яркими окружающими об­ластями. По краям пятен наблюдаются факелы и даже целые фа­кельные поля.

Пятна медленно перемещаются по солнечному диску, под­чиняясь как вращению Солнца, так и собственному дрейфу. Бывают одиночные пятна, нередко два примерно одинаковых пятна дрейфуют неразлучной парой, что говорит о пересече­нии поверхностью Солнца изогнутой магнитной трубки; часто встречаются и группы пятен. Немецкий аптекарь и астроном- любитель Генрих Швабе, живший в XIX веке и потративший

157

43 года на поиски околосолнечной планеты Вулкан, зарисовы­вал пятна, надеясь, что одно из них окажется диском искомой планеты. Вулкана он не нашел, зато обнаружил ll-летний цикл активности Солнца, связанный с периодическим уменьшением и увеличением количества пятен. Численно солнечную активность характеризует число Вольфа (W), равное количеству одиночных пятен плюс удесятеренное количество групп пятен. Сейчас ин­декс солнечной активности рассчитывается несколько иначе, но он переводится в число Вольфа простым умножением на по­стоянный коэффициент. В максимумах солнечной активности число Вольфа нередко превышает 2 оо, а в минимумах нередко падает до ю и даже еще ниже.

Иногда на солнечном диске появляются настолько большие пятна, что их можно разглядеть невооруженным глазом, — хотя лучше все-таки «вооружить» глаз каким-либо плотным свето­фильтром, хотя бы упомянутой уже дискетой, или наблюдать солнечный диск на закате. Некоторые из этих пятен-громадин втрое превышают диаметр Земли (а рекордное пятно, заре­гистрированное в 1995 ^Г°ДУ спутником SOHO, имело размер юо тысяч километров, т. е., было в 7 с лишним раз больше зем­ного диаметра).

Как это ни странно на первый взгляд, но интегральная яркость Солнца увеличивается, когда на нем много пятен, хотя, казалось бы, должно быть наоборот. Причина в том, что факельные поля, окружающие пятна, не просто компенсируют падение яркости, но компенсируют его с лихвой. В годы максимумов активности солнечная постоянная (под ней понимается количество сол­нечной энергии, получаемой единицей перпендикулярной сол­нечным лучам поверхности на среднем расстоянии от Земли до Солнца), равная в среднем 1369 Вт/м², возрастает на о,2-0,3% по сравнению с годами минимума.

Каждые 11 лет полярность магнитного поля Солнца меняет­ся. Можно сказать, что Солнце — магнитно-переменная звезда. Но эти перемены диктуются изменением общего направления движения огромных масс солнечной плазмы, возникающим

158

из-за особенностей конвекции. Периодичность, или, точнее, квазипериодичность, многих видов конвекции хорошо известна. В случае Солнца эта периодичность носит сложный характер и, по-видимому, определяется главным образом зональным вра­щением Солнца: его экваториальные области делают полный оборот примерно за 25 суток, а околополярные — за 33 суток. Накопление некоторой вращательной неустойчивости должно приводить к ее периодическим сбросам, что, по-видимому, и на­блюдается. Надо сказать, что по сравнению с большинством звезд Солнце с его экваториальной скоростью вращения 2 км/с враща­ется крайне лениво; у гипотетического «двойника» Солнца, от­личающегося от него только скоростью вращения, циклы актив­ности должны иметь другую продолжительность. Для Солнца же известны и-летний, 22-летний, 44-летний, целый ряд вековых и сверхвековых циклов, а недавно российскими учеными был от­крыт 2-летний цикл. Описать конвекцию математически край­не трудно, поэтому до сих пор толком не известно, почему на Солнце она протекает так, а не иначе.

Зато нам хорошо известны следствия высокой активности Солнца — магнитные бури. Кто ни разу не ощущал их влияния на свое самочувствие, тот хотя бы знает о них из метеопрогно­зов. Не раз особо сильные магнитные бури, наводя токи в прово­дниках, вызывали масштабные сбои в системах электроснабже­ния, оставляя без электричества целые регионы в промышленно развитых странах, а также нарушали радиосвязь на коротких волнах. Первопричина магнитных бурь — солнечные вспыш­ки, возникающие в активных зонах, «отмеченных» солнечны­ми пятнами. Давно известно, что помимо квантов излучения Солнце испускает корпускулы — солнечный ветер, состоящий преимущественно из электронов и протонов. В норме плотность солнечного ветра невелика, хотя и побуждает одних инженеров рассматривать проекты солнечного паруса в качестве движителя космических кораблей, а других заставляет принимать меры для Удержания спутников на заданной орбите. Наиболее показатель­ный пример — американские спутники «Эхо», запускаемые в на­

159

чале 1960-х. Эти спутники были созданы для пассивной ретран­сляции радиосигналов и представляли собой просто-напросто 30-м шары с металлизированной оболочкой, надуваемые, ко­нечно, уже на орбите. Прокол от удара микрометеорита такому шару не грозил, поскольку мягкая оболочка быстро затвердева­ла. Но не микрометеориты «похоронили» этот проект, а солнеч­ный ветер. Рассчитанные на 30 лет эксплуатации, эти курьезные спутники не просуществовали и года — их попросту «сдувало» с орбиты совместным действием давления света и солнечного ветра!

Если уж обычный солнечный ветер способен на такое, то что уж говорить о потоках плазмы, выбрасываемых во время солнеч­ных вспышек! Если активные области, где возможны вспышки, дрейфуют недалеко от солнечного экватора, что случается в годы максимума ll-летнего цикла, то Земля может оказаться на пути потока заряженных частиц, порожденных вспышкой. Скорость частиц в потоке более чем вдвое превышает обычную скорость корпускул солнечного ветра и достигает юоо км/с. Встречаясь с магнитосферой Земли — естественной нашей защитой, мощный поток частиц деформирует ее, и некоторая часть потока прони­кает под магнитосферу, отклоняясь к полюсам и вызывая свече­ние возбужденных атомов атмосферы. Полярные сияния хорошо известны жителям северных районов России, а наиболее мощ­ные из них наблюдаются много южнее. Например, 28 октября 2004 года необычайно мощное полярное сияние можно было видеть в центре Москвы, несмотря на городскую засветку. Не раз полярные сияния наблюдались в Воронеже, Оренбурге и других городах, считающихся в России южными, и даже в Крыму. Более того, как-то раз полярное сияние наблюдалось на Кубе!

Красота полярных сияний завораживает, но это, пожалуй, единственное положительное следствие встреч Земли с потока­ми заряженного вещества, несущимися от Солнца. Для космонав­тики, например, ничего хорошего в этом нет. Во-первых, в дни магнитных бурь земная атмосфера немного раздувается, ставя под вопрос существование спутников на низких орбитах. Роман

160

Р. Желязны и Т. Томаса «Вспышка» — это та фантастика, кото­рая реально может произойти. Во-вторых, встреча пилотируемо­го космического корабля с потоком солнечных частиц — очень маленькое удовольствие для экипажа. Попадание планетолета «Хиус» из романа братьев Стругацких «Страна багровых туч» в поток солнечной плазмы и получение космонавтами солидной дозы радиации — это тоже то, что может произойти. Не раз отме­чались солнечные вспышки такой силы, что, попади космонавты в порожденный ими поток частиц, они умерли бы раньше, чем вернулись на Землю. Космонавтов, работающих на МКС и вооб­ще на околоземной орбите, это не касается, они защищены маг­нитосферой, но полеты к Луне и дальше — совсем другое дело. В связи с этим конструкторам космических кораблей будущих лунной и марсианской программ есть о чем подумать...

Но нам, прикованным к поверхности Земли, Солнце не гро­зит опасными дозами жесткой радиации. Можно заболеть рейсом кожи, злоупотребляя солнечным ультрафиолетом, но уж если речь идет о лучевой болезни, то можно не сомневаться в ее чисто земных причинах.

Природа преподнесла нам еще один неоценимый подарок: именно в нашу эпоху, когда на Земле существует человече­ство, видимые диаметры Солнца и Луны практически равны. Следствие из этого факта известно всем — солнечные затмения. Они бывают полными (когда видимый диаметр Луны больше видимого диаметра Солнца) и кольцеобразными (когда наобо­рот). Вариации видимых диаметров естественно следуют из эл­липтичности орбит Луны и Земли. Земля проходит афелий ле­том, а перигелий зимой — из этого прямо следует, что полные солнечные затмения чаще случаются в летнее время, а кольцео­бразные — в зимнее.

Кольцеобразные затмения мало интересны астрономам; иное дело — полные! Почему? Потому что становится видна солнеч­ная корона. Даже в наши дни, когда науке давно и исправно слу­жат внезатменные коронографы и всем доступны снимки сол­нечной короны, сделанные космическими аппаратами, астроно-

6 Вселенная

1б1

мы все равно предпринимают экспедиции «на затмение», а уж любители астрономии и подавно. Лунная тень поперечником от нескольких десятков до нескольких сотен километров стре­мительно бежит по земной поверхности. Если не сопровождать ее на самолете, то длительность полной фазы затмения длится обычно две, три, иногда четыре минуты (теоретически возмож­ный максимум — семь с половиной минут). Но ради этих минут стоит предпринять путешествие!

Многие авторы сообщают о том, как беспокойно ведут себя животные во время полной фазы: воют собаки и т. д. Но уверяем вас: в местах скопления людей, наблюдающих затмение, никако­го собачьего воя не слышно за радостными воплями очевидцев события, увидевших корону Солнца! Первые секунды полной фазы наблюдается «бриллиантовое кольцо» (свет от краешка Солнца, пробившийся к нам по распадкам меж лунных гор), за­тем оно гаснет, становятся видны лиловые протуберанцы и, глав­ное, корона — маленькая и аккуратная в минимумах солнечной активности и большая, бесструктурная в максимумах. Никакой наблюдатель с закопченным стеклом или даже с телескопом, снабженным апертурным фильтром, не увидит ее вне полного солнечного затмения. Корону «забьет» солнечный свет — ведь яркость короны на несколько порядков ниже яркости солнеч­ного диска и вдобавок быстро уменьшается по мере удаления от Солнца.

Что же такое солнечная корона?

Массивные тела имеют атмосферу, и Солнце не исключение. Правда, в случае с газообразными телами иногда не так-то про­сто разделить собственно тело и его атмосферу. Логично считать атмосферой те внешние области, где плотность вещества резко меньше и иная «физика». Поэтому границей собственно Солнца вполне естественно считать фотосферу, откуда к нам приходит большая часть излучения. До высоты в 12 тыс. км над фотосфе­рой Солнца находится хромосфера, где темные линии спектра обращаются в яркие, а температура повышается до 15 тыс. К. Поскольку большая часть излучения хромосферы приходится на

1б2

красную эмиссионную линию водорода, хромосфера имеет насы­щенный красный цвет, однако Солнце для нас выглядит желтым, ибо плотность вещества в хромосфере невелика. Хромосфера неоднородна и состоит из великого множества тонких «нитей» и «язычков», нередко сравниваемых с горящими травинками. Наиболее высокие из них называются стимулами. Они суще­ствуют порядка 3-5 минут и, по-видимому, связаны с солнечной грануляцией.

Выше хромосферы находится собственно корона, нагре­тая примерно до миллиона градусов, но еще более разрежен­ная. Нагрев вещества от 15 тыс. до 1 млн К происходит в узкой зоне над хромосферой; толщина этой зоны порядка 5 тыс. км. Внешние области короны удалены от поверхности Солнца на расстояние, равное нескольким его радиусам, а самые внешние части короны, доступные только приборам и состоящие из об­лаков ионизованного газа, могут простираться на расстояние до 30-40 радиусов Солнца.

Высокая температура короны — большая загадка. Ведь, каза­лось бы, поверхность Солнца является единым источником энер­гии для газа, лежащего выше нее, а тепло не может передаваться от холодного вещества к горячему. Поскольку в справедливости второго начала термодинамики может усомниться только сумас­шедший, ученым пришлось «изобретать» нетепловые механиз­мы нагрева короны. Так, пресс-служба NASA распространила в 1997 году сообщение, в котором говорится, что, по данным, полу­ченным от автоматической солнечной обсерватории SOHO, роль проводника тепла берет на себя магнитное поле Солнца. Время от времени в магнитных петлях, возвышающихся над фотосфе­рой, происходят «короткие замыкания», и в корональной плаз­ме начинают течь сильные токи, которые и нагревает корону до миллиона кельвинов. Однако природа процесса, порождающего магнитные петли, все еще неясна. Еще одним процессом, ответ­ственным за высокую температуру короны, могут являться аку­стические волны, порожденные подфотосферной турбулентной конвекцией. При распространении вверх, в область с меньшей

163

плотностью, их амплитуда резко растет, и они превращаются в ударные волны, которые и «разогревают» хромосферу и ко­рону.

Интереснейшее поле для исследований появилось в связи с открытием собственных колебаний поверхности Солнца, и тут же было окрещено гелиосейсмологией. Взрывы, то и дело проис­ходящие на Солнце, заставляют его поверхность вибрировать с определенной частотой, определяемой физическими параметра­ми, присущими только Солнцу. В последние годы стало возможно исследовать собственные колебания и других звезд. Любопытнее всего оказалась связь периода собственных колебаний звезды с ее возрастом. Так, например, компонент А системы Альфы Центавра, очень похожий на Солнце, еще полвека назад считал­ся молодой звездой, затем его «состарили» до 5-6 млрд лет, а в 2000 году появилась работа Д. Гуэнтера и П. Демарка, в которой наряду с последними новшествами моделирования звездных недр учитывался также период колебаний звезды, — и звезда «постарела» еще минимум на миллиард лет...

Отдельная тема — солнечные нейтрино. Эта частица, вынуж­денно введенная в 1930 году Вольфгангом Паули для выполне­ния законов сохранения энергии и импульса при бета-распаде, обладает поразительным свойством проникать сквозь громад­ные толщи вещества, никак не взаимодействуя с ним. Многим известен такой пример: пучок нейтрино с энергией в миллион электронвольт пройдет без заметного ослабления сквозь свин­цовую плшу, толщина которой превышает расстояние от Солнца до ближайших звезд. Поскольку при протон-протонной реакции на одно образовавшееся ядро гелия приходятся два нейтрино, полное количество нейтрино, покидающих Солнце, чудовищно громадно. У нас на Земле через каждый квадратный сантиметр поверхности ежесекундно проходит около 60 млрд только сол­нечных нейтрино, не доставляя нам никаких неудобств. Что не реагирует, то и не разрушает, так что мы с вами можем жить спокойно: если что-то и сократит наши дни, то только не ней­трино.

164

Существуют три вида нейтрино: электронные, мюонные и тау- лептонные (таонные). И все они «не горят желанием» взаимо­действовать с веществом. Как в таком случае изучать их? Чисто теоретически? «Нет ничего практичнее хорошей теории», — это мы знаем. Но теория может подтолкнуть практику, однако сама без практики мертва. Где эксперименты и наблюдения?

«Не поймаешь нейтрино за бороду и не посадишь в про­бирку», — пел Владимир Высоцкий и на тот момент времени был прав: «пробирки» еще не существовало. Однако еще в 1946 году замечательный советский физик Б.М. Понтекорво, много занимавшийся нейтрино, предложил эксперимент по их регистрации. Идея Понтекорво была позднее реализована в США в виде 4СЮ-тысячелитрового резервуара с перхлорэти- леном, довольно дешевым веществом, использующимся как моющая жидкость. Для защиты от космических лучей резер­вуар был расположен на полуторакилометровой глубине под землей. Суть идеи заключалась в том, что нейтрино с очень ма­лой, но все же не нулевой вероятностью может вступать в ре­акцию, известную как «обратный бета-распад», с хлором-37, в результате чего образуется радиоактивный аргон-37. Оценить количество последнего, пусть даже имеющегося в резервуаре в количестве нескольких десятков ядер, вполне возможно, а зная вероятность реакции, нетрудно вычислить полный поток солнечных нейтрино.

Позднее были созданы гигантские нейтринные детекторы на основе воды и даже ледникового щита Антарктиды, где каждое событие поглощения нейтрино фиксируется светочувствитель­ными датчиками, но не о них сейчас речь. В1968 году было объ­явлено, что количество солнечных нейтрино оказалось пример­но втрое меньше ожидаемого.

Столь странный результат можно было бы объяснить дефици­том гелия в центральных областях Солнца. При этом повышает­ся прозрачность солнечного вещества, снижается температура и, следовательно, уменьшается поток нейтрино, возникающий при боковой ветви протон-протонной реакции, связанной с распадом

165

бора-8 (перхлорэтиленовый детектор регистрировал только эти нейтрино). Но почему гелия в центре Солнца должно быть мало, коль скоро он там непрерывно образуется?

Другое объяснение в 1969 году предложил Б.М. Понтекорво на основе высказанной им ранее гипотезы о нейтринных осцил­ляциях, развитой в 1962 году японскими физиками Маки, Накагавой и Сакатой. Суть гипотезы в том, что электронные ней­трино, выделяющиеся при ядерных реакциях в недрах Солнца, могут «осциллировать», т. е. спонтанно превращаться в мюон- ные, тау-лептонные и обратно. В хлор-аргоновом детекторе «ло­вятся» только электронные нейтрино, и если гипотеза верна, то две трети времени нейтрино проводит в недоступном для реги­страции виде. Следовательно, детектор показал то, что и должен был показать, — втрое меньший по сравнению с расчетным по­ток солнечных нейтрино.

В самые последние годы гипотеза нейтринных осцилляций была подтверждена и перестала быть гипотезой, но поначалу физики отнеслись к ней скептически. Слишком уж многим надо было поступиться, чтобы признать ее. Прошло значительное время, прежде чем идея была принята.

Неверие в нейтринные осцилляции побудило теоретиков ис­кать другие объяснения недостатку солнечных нейтрино. Стоит упомянуть гипотезу Фаулера, впоследствии развитую Эзером и Камероном. Смысл ее в том, что из-за накопления вращательной неустойчивости в глубинах Солнца в его центральной области периодически, хотя и редко, происходит быстрое перемешива­ние вещества. При этом в центральные, горячие области Солнца поступает с периферии гелий-з и тут же реагирует с большим энерговыделением. Нагреваясь, центральные области расши­ряются, что приводит к понижению температуры и замедлению ядерных реакций. Если сейчас как раз такой момент, то находит объяснение и недостаток нейтрино.

По оценке Эзера и Камерона, между перемешиваниями долж­но пройти примерно 100 млн лет, а длительность фазы с низким уровнем нейтрино — около ю млн лет.

166

Эзер и Камерон обратили внимание также на то, что расши­рение центральных областей Солнца должно привести к умень­шению его фотонной светимости. Теоретическая зависимость ее от времени несколько иная, чем для нейтрино, но общий ха­рактер тот же: быстрый спад, затем медленное восстановление нормальной светимости, затем новый спад после следующего перемешивания и т. д. Как видим, эта гипотеза пытается объяс­нить не только дефицит солнечных нейтрино, но и ледниковые периоды в истории Земли.

Увы, не получается. Согласно этой гипотезе, ледниковые пе­риоды должны наступать периодически, а как раз с периодич­ностью ледниковых периодов в истории Земли дело обстоит не­важно. Если два последних крупных оледенения — карбоновое и вендское — отстоят от современного (плейстоценового) оледене­ния, грубо говоря, на 300 и боо млн лет и как бы подтверждают периодичность, то более ранние оледенения никак не «ложатся» на временной шкале туда, куда им следует. Добросовестный ис­следователь, разобравшийся в датировках ледниковых периодов, оставит мысль о какой бы то ни было периодичности, недобросо­вестный — начнет подгонять данные под концепцию. Конечно, пусть себе развлекается, но наука тут совершенно ни при чем.

. Кстати, палеоклиматологи связывают наступление леднико­вых периодов прежде всего с изменениями циркуляции водных масс, вызванными дрейфом материков. К слову, сейчас располо­жение материков характерно для криоэры: материки мешают экваториальной циркуляции вод, один из полюсов также занят материком и превращен в «холодильник»... Солнце в какой-то степени может отвечать за межледниковья (в одном из них, на­чавшемся около 13 тыс. лет назад, мы как раз имеем удовольствие жить), если только наступление оледенений и межледниковий в рамках одного ледникового периода не есть автоколебательный процесс, параметры которого зависят прежде всего от чисто зем­ных факторов!

Широкую публику, конечно, в первую очередь волнует во­прос: чего нам ждать от Солнца в дальнейшем? Связаны ли

167

с ним изменения земного климата и в чем причина нынешнего глобального потепления: в деятельности Солнца или в деятель­ности человечества?

На этот вопрос разные группы ученых отвечают по-разному. Чрезвычайно характерным для наших дней является то, что на международных научных конференциях по климату «бодаются» два ученых лагеря, причем достаточно отследить источник фи­нансирования (нефтяной консорциум или какая-либо «зеленая» организация), чтобы понять, кого данная группа ученых объявит виновником глобального потепления...

Поэтому логичнее всего будет обратиться к прошлому, когда за выбросы двуокиси углерода в атмосферу отвечал кто угодно, только не человек. Самый известный n-летний цикл солнеч­ной активности является ll-летним (точнее, 11,1-летним) лишь в среднем. Его продолжительность может составлять от ю до 12 лет, причем поток излучения от Солнца тем больше, чем ко­роче цикл. Начиная со второй половины XX века наблюдались преимущественно короткие циклы, а число Вольфа в макси­мумах циклов было выше, чем сто лет назад. Это сопровожда­лось повышением средней температуры на Земле. Зато в пери­од, названный маундеровским минимумом, а именно с 1645 по 1716 год, на Солнце наблюдалось аномально мало пятен. Были годы, когда пятна отсутствовали совсем, но даже в максимумах циклов число Вольфа, по всей видимости, не превышало 80. Пожалуй, разумнее всего объяснить маундеровский минимум наложением друг на друга циклов различной длительности (на­пример, векового и сверхвекового), хотя на этот счет существуют и другие гипотезы.

Что же произошло с климатом Земли с 1645 по 1716 год? Как раз на это время пришелся второй и наиболее масштабный пик «малого ледникового периода», сильно досадившего чело­вечеству, — ведь для северной и средней Европы снижение сред­негодовой температуры всего на градус уменьшает продолжи­тельность «сельскохозяйственного года» на целый месяц. Строго говоря, «малый ледниковый период» начался еще на рубеже

168

XIV-XV веков, но прямымисвидетельствами низкой активности Солнца в те времена мы не располагаем.

И все же явления типа «малого ледникового периода» мож­но объяснить вариациями солнечной постоянной. «Большие» ледниковые периоды — вряд ли. Современное глобальное поте­пление — похоже, да, хотя все еще остается неизвестным, какую долю внесли техногенные выбросы парниковых газов. Есть подо­зрения, что ответить на этот вопрос мы сможем не раньше, чем начнется глобальное похолодание — некоторые ученые предска­зывают, что оно не за горами...

Пожалуй, можно быть абсолютно уверенным лишь в одном: в ближайшее время Солнце будет продолжать светить — так ли, иначе ли. А что будет потом?

Во Вселенной нет ничего вечного. Чем же кончатся те обе­спеченные Солнцем тепличные условия, в которых человечество имеет удовольствие жить? Вся совокупность научных данных говорит в пользу того, что Солнце, во-первых, не взорвется, а во-вторых, примерно через 5 млрд лет сойдет с главной после­довательности диаграммы Герцшпрунга-Рессела и превратится в красный гигант. Светимость его возрастет в сотни раз, а радиус увеличится по меньшей мере до радиуса орбиты Венеры. Земля будет испарена, да и на Марсе условия для белковой жизни бу­дут явно неприемлемыми по причине высокой температуры. Вот спутники Юпитера — другое дело.

Впрочем, неприятности для жизни на Земле начнутся го­раздо раньше, чем через 5 млрд лет. Оставаясь в пределах главной последовательности, Солнце мало-помалу увеличи­вает светимость, и наступит момент, когда на Земле станет, мягко говоря, жарковато. Есть некоторые основания предпо­лагать, что первые неприятности станут ощутимыми уже че­рез 100 млн лет.

Сомнительно, чтобы их ощутил на себе человек, — биологи­ческие виды редко живут столько времени. В оптимистическом предположении это будут наши потомки, к которым понятие «человек» будет гораздо менее применимо, чем к нам понятие

169

«австралопитек». Пессимистические варианты мы оставляем на усмотрение читателя...

Найдут ли наши далекие потомки, кем бы они ни были, вы­ход из неприятного положения? В принципе можно оттащить Землю на более высокую орбиту, использовав для этого притя­жение управляемых астероидов. Можно переселиться на другие планеты, а то и освоить планеты у других звезд. А может быть, наши потомки (в упрямом предположении, что они у нас все- таки будут) придумают нечто совершенно иное? Отпустив на волю фантазию, можно даже надеяться, что эти хомо суперы научатся менять по своему разумению законы природы — хотя бы в пределах, описанных фантастом Георгием Гуревичем в рас­сказе «Галактический полигон». Ну, чего не знаем, на том не на­стаиваем. Одно ясно уже сейчас: Вселенная не станет заботиться о тех, кто не позаботился о себе сам.

Как у каждого ребенка рано или поздно возникает вопрос: «Откуда я взялся?», так и у астрономов закономерно возник во­прос о происхождении и эволюции звезд. Этот вопрос законо­мерно вытекает из вопроса о происхождении Земли, планет и Солнца. Вопрос этот возник сразу, как только людей с пытливым умом перестали удовлетворять наивные религиозные объяс­нения.

Происхождение звезд и окружающих их планет в рамках еди­ного процесса интуитивно казалось более приемлемым сценари­ем, нежели раздельное их происхождение, однако история нау­ки полна случаями, когда интуитивное на поверку оказывалось в корне ошибочным. Существование наблюдаемых в телескоп многочисленных туманностей, трактуемых (часто ошибочно) как скопления пыли и газа, подвигло Иммануила Канта к гипотезе, независимо предложенной и развитой в дальнейшем француз­ским математиком Лапласом, о конденсации Солнца из косми­ческой туманности под действием силы тяготения. Правда, Кант полагал исходную туманность пылевой и холодной, а Лаплас — газовой и горячей, но это уже детали. Согласно Лапласу, сжи­мающееся облако газа изначально обладало каким-то моментом вращения, что вполне нормально. Труднее было бы предполо­жить, что хаотические движения отдельных масс облака взаим­но компенсировались бы с абсолютной точностью, обнулив сум­марный момент вращения. Сжимаясь под действием тяготения, облако вращалось бы все быстрее, ибо обмануть закон сохране­ния момента количества движения не в силах никакое облако. Наконец настал бы момент, когда из-за центробежных сил об­лако приняло бы форму сплюснутого сфероида, а потом от него стали бы одно за другим отделяться кольца. Дальнейшее сжатие

171

центрального облака привело бы к образованию звезды, а из ко­лец получились бы планеты.

Гипотеза эта замечательна тем, что не ставит Солнце, Землю и человечество в «особое положение», поскольку не только до­пускает, но и предполагает наличие планетных систем у других звезд. Неясно, правда, почему львиная доля момента количества движения Солнечной системы оказалась сосредоточена в орби­тальном вращении планет-гигантов, в первую очередь Юпитера. Ведь отделяющиеся от сжимающегося облака кольца должны были иметь весьма скромный момент вращения!

В гипотезах, пытающихся объяснить это неразрешимое в рамках модели Лапласа затруднение, недостатка не было. Например, гипотеза О.Ю. Шмидта предполагала встречу уже «готового» Солнца с плотной пылевой туманностью, из которой под действием солнечного тяготения образовались планеты. Но, во-первых, эта гипотеза относит планетные системы к разряду исключений из общего правила, а во-вторых, она ничего не го­ворит о происхождении Солнца, «предоставляя слово» старой гипотезе Канта-Лапласа.

Замечательного английского ученого Джеймса Джинса мож­но было бы назвать Аристотелем от астрофизики, подразуме­вая не только его огромный вклад в науку, но и масштабные за­блуждения, вызывавшие в начале XX века ожесточенные споры. Согласно космогонической гипотезе Джинса, в непосредствен­ной близости от Солнца некогда пролетела другая звезда, вырвав своим тяготением из Солнца струю материи, каковая впослед­ствии и сконденсировалась в планеты. «Длинная струя материи, вырванная из недр Солнца, — писал Джинс, — была, вероятно, плотнее всего в ее средних частях, так как эти части были извер­жены в то время, когда вторая звезда находилась на наимень­шем расстоянии, и поэтому ее действие было всего сильней. Мы можем представить себе эту струю, по крайней мере схематично, в форме сигары, т. е. с утолщением посередине и более тонкой по краям; поэтому при образовании в ней сгущений те из них, кото­рые были ближе к ее середине, оказались, вероятно, более бога-

172

тьгми материей, чем появившиеся у ее краев. Этим объясняется, по-видимому, почему обе наиболее массивные планеты, Юпитер и Сатурн, занимают как раз среднее положение в последователь­ности планет».

Расчеты, однако, показали, что, во-первых, орбиты получив­шихся таким образом планет будут сильно эксцентричными, чего не наблюдается, а во-вторых и в-главных, вырванный из Солнца газ полностью рассеется в пространстве и никаких пла­нет вообще не будет. Не говоря уже о том, что, согласно Джинсу, количество планетных систем в Галактике удручающе мало — ведь случайные тесные сближения звезд происходят в ней край­не редко.

Таким образом, гипотеза Джинса прошла по разряду экзоти­ки, так и не став теорией. Обратим внимание на то, что в приве­денной выше цитате Джинс употребляет слова «вероятно» и «по- видимому», как и пристало добросовестному ученому, излага­ющему идею, которая пока не «испытана на прочность». Получил бы Джинс, живи он в наше время, грант на исследования при та­кой сдержанности в формулировках — большой вопрос.

Но, казалось бы, при чем тут планеты, раз мы говорим о звез­дах? Но в том-то и дело, что происхождение звезд и планет в рам­ках одного процесса сейчас никем не оспаривается.

Дольше других продержалась гипотеза В.А. Амбарцумяна, согласно которой звезды образуются в результате не конден­сации материи, а напротив, распада каких-то ненаблюдаемых сверхплотных объектов. Эта гипотеза непринужденно объясня­ла, почему звезды рождаются обычно не поодиночке, а целыми скоплениями, зато оставляла полную неясность касательно при­роды вышеупомянутых сверхплотных объектов — прародителей звезд. И хотя эта гипотеза давно отвергнута, астрономы «бюра- канской школы» еще долго придерживались ее «из соображений традиции». Любопытный пример верности «школе» в ущерб на­учной истине!

Итак, звезды конденсируются из межзвездной среды. Что же это такое — межзвездная среда?

173

— Часть III —

Иногда ее можно наблюдать визуально в виде светлых — эмис- ■ сионных и отражательных — и темных туманностей. Большая туманность Ориона доступна в хорошую ночь даже невооружен­ному глазу. С появлением мало-мальски приличных телескопов число известных астрономам туманностей стало быстро расти. В частности, они сбивали с толку «ловцов комет». Один из них, Шарль Мессье, был вынужден составить каталог неподвижных туманных объектов, чтобы не путать их с кометами. Этим ката­логом, насчитывающим всего 109 объектов, иногда пользуются до сих пор. Всякому человеку, интересующемуся наблюдатель­ной астрономией, вне зависимости от того, любитель он или профессионал, известно, что Mi — это Крабовидная туманность, М15 — шаровое скопление в Пегасе, М33 — галактика, извест­ная как туманность Треугольника, и т. д. И хотя в этот и гораз­до более поздний и подробный каталог Дрейера попали самые разнообразные туманные объекты, значительная часть которых оказалась звездными скоплениями или далекими галактиками, начало изучения незвездной космической материи было поло­жено.

«Здесь, вероятно, дыра в небе!» — воскликнул однажды У. Гершель, наблюдая темную туманность в созвездии Скорпиона. Он и далее продолжал считать подобные туманности «дырами», лишенными звезд участками неба и трактовал их как признаки распада Галактики под действием скучивания звезд в скопления. Вслед за великим Гершелем этого мнения придерживались поч­ти все астрономы первой половины XIX века. Однако в «Этюдах звездной астрономии» В Л. Струве, изданных в 1847 году, была высказана уверенность в существовании межзвездного погло­щения света, довольно точно оцененного в половину звездной величины на парсек, и таким образом было открыто межзвезд­ное вещество, не входящее в известные астрономам туманности. В 1909 году Г.А. Тихов обнаружил покраснение звезд, тем более интенсивное, чем дальше от нас звезда. Следовательно, межз­вездное поглощение сильнее проявляется на более коротких волнах видимого света.

174

Изучать межзвездную среду проще всего методами спектро­скопии. Для этого берут какую-либо достаточно удаленную звез­ду хорошо изученного типа и смотрят, какие линии поглощения добавились к ее собственным линиям, известным, что называ­ется, наперечет. Эти новые линии могли добавиться только на пути света от звезды к наблюдателю, т. е. должны принадлежать межзвездной среде. Звезда, собственно, является лишь «прожек­тором», просвечивающим насквозь слой вещества. И пусть это вещество крайне разрежено, зато слой громаден, так что веще­ства в нем предостаточно.

Иное дело — эмиссионные туманности, светящие за счет воз­буждения атомов и молекул газа очень горячими звездами. Их спектр можно получить непосредственно.

В 1930 году Р. Трюмплер указал, что «поглощающее веще­ство может иметь много локальных неоднородностей». Так оно и оказалось. Это обстоятельство сильно затруднило правильную оценку расстояний до галактических объектов и, следователь­но, поставило под сомнение многие наработки астрофизиков. Изучение межзвездной среды перестало быть всего лишь «одной из» областей интереса астрономов и превратилось в область весьма насущную.

Мало-помалу выяснилось, что межзвездная материя — газ и пыль — распределена по Галактике крайне неравномерно. Вне облаков плотность межзвездного газа весьма мала — не более

0,1 атома на 1 см³. В облаках же плотность газа превышает 1 атом на 1 см³ и может быть на много порядков больше. Из-за специ­фической тепловой неустойчивости межзвездный газ не может находиться в неком промежуточном состоянии, и «зародыш» об­лака с плотностью, скажем, 0,3 атома на 1 см³ либо рассеется в пространстве, либо сожмется до такой плотности, при которой облако станет устойчивым.

Любопытен состав межзвездной среды. Здесь, разумеется, преобладает водород — атомарный и молекулярный. Достаточно много также дейтерия, гелия-3 и гелия-4, атомарного кислорода, углерода. Есть натрий, кремний, железо и т. д. Но есть и молеку­

175

лы — гидроксил, циан, моноокись углерода и др. Всего извест­но более 50 видов межзвездных молекул. Среди них есть даже 13-атомная молекула цианодекапентина HC_uN.

Межзвездные пылинки крайне малы. Часто это всего лишь агрегаты, состоящие из нескольких сотен или тысяч атомов — преимущественно углерода. Известна склонность этого эле­мента к образованию сложных структур, из которых наиболее известны фуллерены. Реакции с образованием молекул идут главным образом на поверхности пылинок, но главная функция пыли вовсе не в этом. И не в том, что она мешает астрономам наблюдать удаленные объекты и путает расчеты. Суть в том, что межзвездная пыль играет колоссальную роль в звездообразо­вании.

Сама пыль — тоже порождение звезд. Взрывные процессы,

о которых мы расскажем ниже, планетарные туманности, неко­торые красные гиганты, называемые также «коптящими» звез­дами, а также звезды типа Вольфа-Райе — вот основные постав­щики пыли в межзвездную среду. Ясно, что самые первые звез­ды Вселенной сконденсировались при полном или практически полном неучастии пыли.

Но зададимся сначала вопросом: всякое ли газопылевое об­лако будет сжиматься под действием собственной гравитации, что рано или поздно приведет к конденсации его в звезды? Нет, далеко не всякое. Для того чтобы облако начало сжиматься, его полная энергия, являющаяся суммой положительной тепловой энергии и отрицательной гравитационной энергии, должна быть отрицательной.

Решающее значение здесь принадлежит размерам облака R, ибо тепловая энергия зависит от R в кубе, тогда как гравита­ционная — от R в пятой степени. Следовательно, при данных плотности и температуре облака существует такое Ri, что при R>Ri облако неизбежно будет сжиматься. Из этого следует, что небольшие газопылевые облака с массой порядка солнечной и радиусом, скажем, 1 пк сжиматься не будут (во всяком случае без постороннего воздействия), а крупные облака, называемые

176

газово-пылевыми комплексами, — сжиматься будут. И это при том, что плотность первых выше, чем плотность вторых.

Сказанное верно для небольших температур, так как тепловая энергия облака зависит, разумеется, и от температуры. Массивное и протяженное, но горячее облако сжиматься не будет.

Казалось бы, вдали от звезд царит «космический холод». Но это не так. «Вдали» здесь весьма относительное. Вокруг горячих О- и В-звезд простираются обширные зоны ионизованного во­дорода — так называемые зоны Н II. Межзвездная среда в них нагрета до тысяч и десятков тысяч кельвинов, так что никакого звездообразования там нет и не предвидится. Облака неионизо- ванного водорода НI также подчас имеют температуру, исчисля­ющуюся сотнями кельвинов, что для звездообразования, прямо скажем, многовато. Лишь гигантские холодные облака молеку­лярного водорода, нагретые всего лишь до нескольких десятков кельвинов, способны к конденсации в звезды. Но что охлаждает эти облака, пронизанные, разумеется, высокоэнергетическим излучением звезд? Ясно ведь, что газово-пылевой комплекс с характерным размером в десятки пк нагревается не только сна­ружи, но и изнутри, поскольку такой объем пространства обяза­тельно содержит в себе немало звезд.

Оказывается — углерод. Его уникальные свойства таковы, что, поглощая высокоэнергичные кванты и переходя в возбужденное состояние, атом углерода спонтанно излучает затем кванты ин­фракрасного излучения, для которого газово-пылевой комплекс прозрачен. Таким образом, тепловая энергия не накапливается внутри газово-пылевого комплекса, а сбрасывается вовне, и газ остается холодным, а значит, выполняется условие отрицатель­ности полной энергии облака.

Такое облако уже должно начать сжиматься, почти не нагре­ваясь при этом, поскольку избыток тепла опять-таки сбрасыва­ется при помощи углерода и будет сбрасываться до тех пор, пока облако останется прозрачным к ИК-излучению. Можно сказать на вполне устоявшемся научном жаргоне, что углерод в данном случае выполняет роль «холодильника». Если облако сферично,

177

однородно и лишено момента вращения, то теоретически оно должно сконденсироваться в одну титаническую протозвезду. Но так не бывает. Г азово-пылевые комплексы далеко не сферичны, не однородны и не лишены момента вращения, причем отдель­ные их части имеют разные скорости движения. Следовательно, по мере сжатия облако будет делиться на все более мелкие фраг­менты, «затравками» которых послужат местные неоднородно­сти. Впоследствии эти фрагменты имеют все шансы стать звез­дами.

На практике, однако, имеется достаточно большое количе­ство холодных молекулярных облаков, находящихся в квазиу- стойчивом состоянии — «и надо бы начать сжиматься, да что-то не хочется». Таким облакам часто требуется посторонняя сила, побуждающая облако к сжатию. Какого рода может быть эта «братская помощь» со стороны?

Во-первых, уплотнение газа при входе в спиральный рукав. Здесь мы немного забегаем вперед, но вынуждены это сделать. Что такое рукав спиральной галактики? Это волна уплотнения материи, стимулирующая звездообразование. Как и почему она возникла, нас сейчас не интересует. Рукава заметны именно по­тому, что в них находится множество массивных горячих звезд очень высокой светимости. Эти звезды родились в рукаве и не успели за время своей жизни его покинуть, а жизнь у массивных звезд ох какая короткая!

Обладая собственным гравитационным потенциалом, рукав несколько задерживает движение звезд, проходящих сквозь него, увеличивая тем самым свое тяготение. Что до ионизован­ного газа, то он попросту стекает в спиральный рукав по линиям галактического магнитного поля. Здесь вновь прибывший газ сталкивается с уже находящимися в рукаве газовыми облаками и уплотняет их, стимулируя звездообразование.

Во-вторых, бешеное излучение молодых горячих звезд — и ча­сто не одиночных звезд, а их скоплений — выметает газ из их бли­жайших окрестностей. При этом более плотные газово-пылевые конденсации «обжимаются», за ними образуются длинные «хво­

178

сты» материи, похожие на рога на рис. 18, цв. вклейка, а в самих конденсациях начинается звездообразование.

В-третьих, взрывы Сверхновых образуют ударную волну, рас­пространяющуюся на десятки парсеков. Уплотняя газ, ударная волна стимулирует рождение звезд.

На практике эти три механизма нередко работают сообща. Газово-пылевой комплекс, находящийся в спиральном рукаве, уплотняется газом, втекающим в рукав. Начинается первая волна звездообразования. Если среди новорожденных звезд есть мас­сивные горячие «индивиды», обычно объединенные в так назы­ваемые ОВ-ассоциации, то их излучение запускает вторую волну звездообразования. Жизнь массивной звезды, как мы помним, коротка и нередко оканчивается вспышкой Сверхновой, ударная волна от которой запускает третью волну звездообразования. Иногда бывает так, что первая волна еще не успела добраться до конца газово-пылевого комплекса, а в нем уже идут две после­дующие.

Чаще, однако, первая волна звездообразования не оставляет достаточно газа, чтобы из него тотчас же начали формироваться звезды второй и третьей волны. Зато сплошь и рядом наблюдает­ся пространственный градиент возрастов звезд в молодых звезд­ных комплексах. Очень показательна эмиссионная туманность М17, известная также под именем «туманность Омега». В самой туманности находятся очень молодые горячие звезды (потому-то она и эмиссионная), по одну сторону от нее — рассеянное звезд­ное скопление и ОВ-ассоциация, по другую — холодное молеку­лярное облако с признаками звездообразования. Очень хорошо градиент возрастов звезд виден в крупной звездной ассоциации Ориона.

Рассмотрим в общих чертах популярную модель Хаяши- Накано. Пусть мы имеем холодное молекулярное облако одно­родной плотности, сферическое, не вращающееся и, следова­тельно, не склонное к распаду по мере сжатия. Пусть его радиус будет порядка радиуса орбиты Плутона, а масса порядка солнеч­ной. Поскольку температура облака при сжатии не увеличивает-

179

— Часть III — i

i

ся, сжатие будет очень быстрым. Изотермическое сжатие есть не , что иное, как свободное падение молекул к центру гравитации, совпадающему с центром облака. Но! В какой-то момент вре­мени плотность облака возрастает настолько, что оно перестает быть прозрачным для собственного ИК-излучения. Углерод уже не является эффективным «холодильником», и выделившееся при сжатии тепло облаку приходится сбрасывать иначе — путем конвекции. Стадия свободного падения очень коротка, всего- навсего порядка ю лет. За это время радиус облака уменьшится в 100 раз, составив около 25 ООО радиусов Солнца, а его плотность достигнет величины порядка 10^-14 г/см³. (Разумеется, процесс са­мого раннего сжатия облака до размеров орбиты Плутона займет гораздо больше времени.) Перед наступлением непрозрачности скорость сжатия облака настолько велика, что выделяющаяся энергия должна наблюдаться как кратковременная инфракрас­ная вспышка мощностью в несколько тысяч светимостей Солнца. Далее в облаке возникает конвекция, оно «закипает», и сжатие его сильно замедляется.

Но не останавливается! Отвод тепла с помощью конвектив­ных потоков на поверхность, где оно преобразуется в излучение и покидает облако, конечно, гораздо менее эффективен, нежели прямое излучение сквозь прозрачное облако, однако он далеко не нулевой. На этом этапе плотность облака становится неодно­родной, увеличиваясь к центру. Всплывая к поверхности, пото­ки горячего газа расширяются адиабатически, поэтому данный этап эволюции облака в звезду принято называть стадией адиа­батического сжатия.

При этом, согласно теореме о вириале, лишь половина осво­бодившейся в результате сжатия гравитационной энергии будет излучена в пространство — вторая половина пойдет на нагрев облака. Кипя, оно будет продолжать сжиматься до тех пор, пока в его центре не начнутся ядерные реакции, и даже некоторое время после этого. Как мы знаем, при повышении температу­ры в первую очередь начинают идти реакции на легких ядрах с низким кулоновским барьером. Это главным образом реакции

l80

превращения дейтерия в гелий. Для начала ядерной реакции им достаточно миллиона градусов. Но мы помним также и то, что этих ядер мало, выгорают они быстро и способны лишь приоста­новить сжатие на недолгое время. Сжатие протозвезды остано­вится лишь тогда, когда заработают ядерные реакции на водо­роде, и не просто заработают, а обеспечат достаточное энерго­выделение, чтобы давление света скомпенсировало гравитацию. В этот момент протозвезда становится молодой звездой главной последовательности.

Сколько же времени проходит от начала гравитационного сжатия до «посадки» звезды на главную последовательность? По-разному. Это время сильно зависит от массы протозвезды. Расчеты показывают, что для массы, равной массе Солнца, оно составляет около 50 млн лет, для вдвое меньшей массы — уже 155 млн лет, а протозвезда с массой в 15 масс Солнца станет звез­дой всего-навсего за 6о тыс. лет.

Модель Хаяши-Накано, как и большинство других моделей эволюции протозвезд, разумеется, крайне упрощена, поскольку не учитывает вращения протозвездного облака, градиента плот­ности, магнитных полей и др. Учет вращения, например, при­водит к образованию вокруг звезды газово-пылевых (протопла- нетных) дисков. Что и подтверждается: протопланетные диски обнаружены методами инфракрасной астрономии у многих мо­лодых звезд.

Любопытны модели формирования массивных звезд. Расчеты показали, что чем протозвездное облако массивнее, тем меньшая часть его массы превратится в звезду и тем большая часть внешней оболочки сжимающегося облака будет останов­лена инфракрасным излучением народившейся в центре облака протозвезды и начнет расширяться. Массивные звезды рожда­ются окруженными плотным «коконом» газопылевой материи, причем масса «кокона» может в разы превышать маесу звезды. Излучение ионизует и «расталкивает» вещество «кокона», но к тому времени, когда оно станет прозрачным, протозвезда уже превратится в звезду. Поэтому мы не можем наблюдать массив­

181

ные протозвезды методами оптической астрономии — эти про­тозвезды скрыты от нас толщей непрозрачной материи. Но они проявляют себя как «точечные» инфракрасные источники и — на определенной стадии своей эволюции — как космические ис­точники мазерного излучения, наблюдаемого в радиодиапазоне. Рабочим телом космического мазера является вещество «коко­на», а накачку осуществляет излучение протозвезды.

При меньших массах протозвезд «коконы» невелики, а сроки дрейфа к главной последовательности длинны, так что покров темного вещества успевает худо-бедно развеяться в простран­стве, сделав протозвезды видимыми. На что они похожи?

Беглый взгляд причисляет их к красным гигантам — сильно проэволюционировавшим звездам, — но спектр говорит иное. В нем есть линии поглощения лития, чего нет ни у Солнца, ни у типичных красных гигантов. Что и понятно: у лития низкий кулоновский барьер, поэтому в «нормальных» звездах он давно выгорел вслед за дейтерием. Кроме того, эти странные красные гиганты, известные как звезды типа Т Тельца, быстро и хаотич­но меняют свой блеск и, что еще важнее, всегда наблюдаются в скоплениях, погруженных в плотные облака газово-пылевой межзвездной среды. Часто, хотя и не всегда, Т-ассоциации со­впадают с О-ассоциациями, т. е. группами заведомо молодых го­рячих звезд. Все наблюдательные факты говорят в пользу того, что звезды типа Т Тельца суть не что иное, как протозвезды.

Забавное совпадение: на диаграмме Герцшпрунга-Рессела они располагаются там же, где «нормальные» красные гиганты, уже покинувшие главную последовательность. Как будто старики явились еще разок взглянуть на места, где прошло их детство...

Модель Хаяши-Накано предсказывает быстрое увеличе­ние светимости звезды в конце гравитационного сжатия. Еще в 1939 году А. Вахман обнаружил, что переменная звезда FU Ориона за 120 суток увеличила свой блеск на 6 звездных величин, т. е. в 250 раз, и не вернулась к исходному блеску. Впоследствии было найдено еще несколько подобных звезд, получивших на­звание «фуоры». Их характерная черта: быстрое увеличение

182

блеска на 3-6 звездных величин и удержание высокой свети­мости в течение длительного времени. Все фуоры являются бы- стровращающимися сверхгигантами классов F и G, связанными с областями активного звездообразования, причем половина этих звезд глубоко погружена в плотные пылевые облака. Фуоры активно теряют вещество в виде «звездного ветра», некоторые из них выбрасывают джеты (длинные тонкие струи вещества) и объекты Хербига-Аро (эмиссионные туманности неправиль­ной формы). Согласно теоретическим моделям, фуоры и звез­ды типа Т Тельца — близнецы-братья, только первые активны, а вторые нет.

По мере сжатия и «включения» ядерных реакций на водоро­де звезда перемещается на диаграмме вниз и влево, иначе гово­ря, светимость ее уменьшается (тем сильнее, чем больше масса), а спектр становится более «ранним». «Садясь» на главную по­следовательность, молодая звезда вступает в самый продолжи­тельный этап своей жизни, длящийся миллионы лет для очень массивных звезд и до триллиона лет для слабейших красных карликов. Солнце находится на главной последовательности уже около 5 млрд лет и не покинет ее по меньшей мере еще столько же времени.

Несколько особняком стоят субкарлики, образующие на диаграмме Герцшпрунга-Рессела особую последовательность. Отличие их от звезд главной последовательности заключа­ется только в том, что содержание элементов тяжелее гелия в них крайне мало, скажем, раз в юо меньше, чем у Солнца. Субкарлики — звезды первого поколения, очень бурно форми­ровавшиеся на ранних этапах существования Галактики, когда диффузной материи было хоть отбавляй (сейчас по меньшей мере 90% видимого вещества Галактики сосредоточено в звез­дах), но эта материя имела практически первичный состав: водо­род, дейтерий, гелий и чуть-чуть лития. Ясно, что при отсутствии углерода звезда будет светить только за счет протон-протонной реакции, а скорость последней, как мы помним, гораздо слабее зависит от температуры, чем скорость цикла Бете-Вайцзекера;

183

температура же напрямую зависит от массы. Поэтому можно не сомневаться, что среди первых звезд молодой Галактики было немало «монстров» с массами более ЮО солнечных. Светя сла­бее, чем могли бы светить звезды главной последовательности, имеющие сходные массы, они могли сохранить устойчивость. Конечно, срок их существования все равно был мал — от силы миллионы лет, а финал жизни столь массивных звезд, по со­временным представлениям, драматичен. Они взрывались, и их разлетающиеся с большой скоростью оболочки обогащали межзвездную среду тяжелыми элементами, возникающими как продукт нормальных ядерных реакций в звезде, так и при взры­ве. В этом случае говорят, что звезда взорвалась как Сверхновая. В молодой Галактике Сверхновые взрывались гораздо чаще, чем в наше время, и процесс обогащения среды тяжелыми элемента­ми шел очень быстро.

Необходима оговорка: содержание элементов тяжелее бора астрофизики называют металличностью, хотя, разумеется, не все эти элементы относятся к металлам. До сих пор не удалось найти звезду с нулевой металличностью; пока что рекордсменом считается звезда НЕ 0107-5240. Ее металличность в 200 тыс. раз меньше, чем у Солнца, а значит, материя, из которой образова­лась эта звезда, все-таки была чуточку обогащена «металлами». Несомненно, эта звезда родилась в первые миллионы лет после начала звездообразования в Галактике, но все же не была в числе самых первых. Поиски менее металличных звезд продолжаются.

Можно сказать, что последовательность субкарликов — это та же главная последовательность для малометалличных звезд первого поколения, просто-напросто для них она проходит ниже. Объясняется это как слабостью углеродно-азотного цикла, так и большей прозрачностью звездного вещества у субкарли­ков. Но основные эволюционные закономерности сохраняются и для них.

Наивные представления астрофизиков конца XIX — начала XX века о том, что звезда эволюционирует вдоль главной после­довательности, уступили место гораздо лучше аргументирован­

184

ным представлениям сегодняшнего дня: звезда эволюционирует поперек главной последовательности, т. е. не покидая ее преде­лов, мало-помалу сдвигается вправо-вверх. Это значит, что ее светимость понемногу (очень понемногу) возрастает. Расчеты показывают, что очень молодое Солнце светило на 40% менее интенсивно, чем в наши дни. И его светимость будет продолжать так же медленно увеличиваться.

Чем же это кончится? Когда весь водород в недрах звезды вы­горит, ее центральные области сожмутся, а температура их по­высится до десятков миллионов кельвинов. Такой температуры еще недостаточно для «включения» тройной гелиевой реакции, но в звезде еще продолжаются реакции на водороде. Правда, они идут уже не в центре звезды — там водорода нет, — а в некотором энерговыделяющем слое, понемногу расширяющемся по мере выгорания водорода. Мощное излучение заставит «распухнуть» внешние слои звезды, за счет чего их температура понизится. Температура ядра, напротив, увеличивается, и при достаточной массе звезды в нем становится эффективной тройная гелиевая реакция. Переход от одного ядерного топлива к другому дале­ко не мгновенен, он длится по меньшей мере миллионы лет, но итог его один: ускоренно продолжая дрейф вправо-вверх, звезда уходит с главной последовательности в область красных гиган­тов, а после «включения» в ядре тройной гелиевой реакции ста­новится сверхгигантом.

Что же представляет собой ядро красного гиганта? Прежде все­го, оно очень мало, но содержит порядка трети массы звезды. Из- за отсутствия источников энергии в нем температура его постоян­на, плотность огромна, газ вырожден... ничего не напоминает?

Ну конечно же белый карлик! И сходство это не случайно: бе­лые карлики — это не что иное, как обнажившееся после сброса оболочки и несколько остывшее ядро красного гиганта. Таким образом, внутри красного гиганта «вызревает» белый карлик, и стадия красного гиганта предшествует стадии белого карлика. Но как и почему от звезды отделяется внешняя протяженная оболочка?

185

На первый вопрос ответить несложно. Уже давно астроно- мам известны так называемые планетарные туманности. Это неудачное название возникло из-за некоторого сходства этих туманностей с атмосферами планет и прижилось в астрономии. В центре планетарной туманности всегда имеется слабая горя­чая звезда — бывшее ядро красного гиганта и будущий белый карлик. Прекрасные примеры планетарной туманности — М57 («Кольцо») в Лире или М27 («Гантель») в Лисичке. «Кольцо» — кольцеобразный овал (рис. 19, цв. вклейка). «Гантель», похожая скорее на огрызок яблока, демонстрирует два потока вещества. Очень может быть, что разница между ними заключается лишь в ракурсе, которым повернут к нам объект, хотя возможно иное объяснение: от медленно вращающейся звезды отделяется более или менее сферическая туманность, а от быстро вращающейся — туманность в виде песочных часов. Одна из планетарных туман- ностей, кстати, так и называется, а вообще у них масса занятных названий, как то: «Эскимос», «Улитка», «Голубой снежок», «Призрак Юпитера», «Сова» и др.

Планетарные туманности расширяются со скоростями поряд­ка нескольких десятков км/с, т. е. скорость расширения газовой оболочки лишь незначительно превосходит скорость убегания. Можно представить себе, что излучение энерговыделяющего слоя красного гиганта постепенно растет до тех пор, пока внеш­ние слои звезды не отделятся. Конкретный механизм сброса обо­лочки пока неясен, но ясно, что оболочка отделяется от звезды «мирно», без каких бы то ни было взрывных процессов. В не­которых случаях, возможно, имеет место не сброс, а постепенное истечение вещества оболочки в пространство. Обнажившееся же ядро звезды, называемое теперь ядром планетарной туманно­сти, оказывается на бело-голубой последовательности диаграм­мы Герцшпрунга-Рессела и, постепенно остывая, перемещается в область белых карликов.

Но вернемся чуть назад. Если масса красного гиганта доста­точно велика, то его изотермическое гелиевое ядро нагреется 100 млн К и более. Источник нагрева — сжатие и действие вкеш-

186

него (с точки зрения ядра) энерговыделяющего слоя. При такой температуре «включится» тройная гелиевая реакция, и звезда обретет еще один источник энерговыделения. В ядре будут про­ходить реакции на гелии, выше будет лежать слой нетронутого, недостаточно нагретого гелия, еще выше будет находиться до­вольно тонкий слой, охваченный реакциями на остатках водо­рода, и над всем этим — колоссальная по протяженности зона обычной водородно-гелиевой смеси, находящейся в конвектив­ном движении.

Это портрет протосверхгиганта в начале его недолгой карье­ры. Звезда еще больше увеличивает светимость и на диаграмме Герцшпрунга-Рессела дрейфует влево. По мере выгорания гелия ядро еще сильнее сжимается, температура его растет, а внешняя протяженная оболочка вновь расширяется, за счет чего звезда на диаграмме вновь дрейфует вправо, но оказывается выше, чем была раньше. Готово — родился красный сверхгигант.

В массивных сверхгигантах возможно образование не толь­ко описанного выше двуслойного источника энерговыделения, но и образование большего числа энерговыделяющих слоев. Внутри таких звезд идут реакции на углероде и т. д. — вплоть до «железного пика». Элементы тяжелее железа и никеля в недрах спокойно горящих звезд не образуются, поскольку реакции, при­водящие к их образованию, «энергетически невыгодны». Они идут с поглощением энергии, из-за чего падает температура и вероятность этих реакций снижается до нуля — типичный слу­чай отрицательной обратной связи.

Что же ждет звезду дальше? Мы знаем, что белый карлик — устойчивая конфигурация для звезд (в данном случае — ком­пактных звездных ядер) с массой не более чандрасекаровского предела, равного 1,2 массы Солнца. Но как быть, если масса ядра превышает этот предел? Допустим, протяженная оболочка крас­ного гиганта сброшена целиком, но ведь масса-то ядра никуда не Делась! Если конфигурация белого карлика не может обеспечить равновесия звезды, то каким будет следующее равновесное со­стояние?

187

Теория предсказала это еще в 30-х годах XX века. При массах от 1,2 до 2,4 солнечной массы гравитационный коллапс (сжатие) остановится, когда звезда достигнет состояния нейтронной звез­ды. Что это такое?

Размеры нейтронной звезды всего лишь порядка ю км — это при звездных-то массах! — а значит, плотность ее превышает ядерную. Вещество нейтронной звезды состоит из очень плот­но упакованных нейтронов. Известно, что нейтрон в свободном состоянии нестабилен, но в нейтронных звездах, окруженный себе подобными, он «и хотел бы распасться, да не может». В ка­честве примеси этот нейтронный коллектив может содержать неразрушенные ядра и электроны, причем этих «маргиналов» тем меньше, чем глубже. Внутренние части нейтронных звезд, где плотность вещества на порядок выше и достигает ю¹⁵ г/см³, по-видимому, состоят из более тяжелых частиц — гиперонов, а также пи- и К-мезонов. Не исключено, что самые центральные области нейтронных звезд состоят из субатомных частиц — квар­ков. Довольно тонкий поверхностный слой, напротив, состоит из неразрушенных ядер.