Антон Первушин - Космос. Прошлое, настоящее, будущее

У астрофизики немало и других нерешенных проблем. Они касаются и рождения Вселенной, и происхождения галактик, и эволюции звезд и планет, и физики черных дыр. Лишь недавно астрофизики научились регистрировать приходящие из космоса потоки нейтрино и гравитационные волны. Эти новые для нас носители информации многое сумеют рассказать о процессах, происходящих во Вселенной. Не так давно, изучая движение далеких галактик, астрономы заметили наличие нового типа взаимодействия – антигравитации. Еще недавно антигравитация была темой для фантастов, а теперь физики и астрономы работают над разгадкой ее носителя, пока условно называя его темной энергией.

Может показаться, что все усилия астрофизиков сосредоточены на невидимых, неощутимых, неуловимых сущностях, таких как темная материя, темная энергия, черные дыры, но это не так. Есть немало космических объектов, давно известных ученым и легко наблюдаемых, но до сих пор таящих в себе загадки. За примерами далеко ходить не надо.

Все мы видели солнечную корону – кто на фотографиях, а кто и «живьем» во время солнечного затмения. Корона – самый верхний слой солнечной атмосферы, очень разреженный и очень горячий. Ее температура – несколько миллионов кельвинов, а температура лежащей под ней фотосферы – всего несколько тысяч кельвинов. Парадоксальная ситуация; все равно, как если бы на холодной плите закипала вода в кастрюле. Источник солнечной энергии – термоядерные реакции – находится в недрах Солнца. Выделившееся там тепло постепенно просачивается наверх, к более холодным слоям, что естественно. Минимальной температуры вещество Солнца достигает в его фотосфере, которую мы воспринимаем как видимую поверхность Солнца. Над ней лежат разреженные слои – хромосфера и корона, казалось бы, лишенные источников энергии. Но именно в них чем выше, тем горячее. Что же их греет?

На этот счет есть разные предположения. Долгое время считалось, что корону греют звуковые волны. Действительно, под фотосферой Солнца бурлят конвективные потоки, производящие много шума. Звуковые волны движутся вверх, повышая амплитуду своих колебаний. Ведь волна переносит энергию за счет колебательного движения вещества. А поскольку вверх плотность атмосферы уменьшается, амплитуда колебаний должна возрастать (закон сохранения энергии). На некоторой высоте амплитуда колебаний плотности становится такой большой, что скорость движения вещества достигает скорости звука. Возникает ударная волна, в которой частицы вещества уже не движутся согласованно, а получают «пинок» от пришедшей к ним волны, что приводит к быстрому рассеиванию ее энергии в виде тепла. Однако расчеты показали, что энергии звука недостаточно для разогрева короны.

Эту идею пытались спасти, вспомнив, что магнитное поле, как и газ, тоже обладает упругостью и вдоль него тоже может распространяться волна деформации магнитных силовых линий. Но и идея магнитозвуковых волн тоже себя не оправдала. Сейчас одной из перспективных идей об источниках разогрева солнечной короны считается гипотеза «нановспышек», постоянно происходящих в нижних слоях хромосферы. Здесь приставка «нано» указывает лишь на то, что эти вспышки намного слабее, чем легко наблюдаемые грандиозные солнечные вспышки, вызывающие полярные сияния и магнитные бури на Земле. Но в каждой из нановспышек в среднем выделяется энергия, эквивалентная примерно 240 мегатоннам тротила, что соответствует 12 000 бомб, сброшенных на Хиросиму или Нагасаки. Однако есть и другие гипотезы о причинах высокой температуры солнечной короны. Чтобы ближе познакомиться с короной Солнца, к ней в ближайшее время будут посланы космические зонды. Это должно помочь астрофизикам разрешить загадку горячей оболочки Солнца.

В то время как Солнце и другие звезды доступны прямому исследованию, процесс зарождения звезд изучен весьма поверхностно. Он происходит в холодных и относительно плотных недрах межзвездных молекулярных облаков, куда астрофизики могут заглянуть только с помощью телескопов субмиллиметрового диапазона, которые стали создаваться лишь в последние годы. Именно сейчас начинается изучение звезд в их младенческом возрасте, на стадии протозвезды.

Протозвездами мы называем обособившиеся из газово-пылевого облака в результате его гравитационной неустойчивости плотные сжимающиеся конденсации вещества, в недрах которых еще не достигнуты температуры, необходимые для начала термоядерных реакций – основного источника энергии звезд. Стадия протозвезды – это завершающий этап формирования звезды, который продолжается вплоть до момента «загорания» термоядерных реакций в ядре протозвезды, после которого ее сжатие прекращается и она становится звездой главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга – Рассела. Переход звезды в это относительно спокойное состояние происходит непросто и сопровождается разного рода активностью. На молодую звезду продолжают падать остатки протозвездного вещества, а часть этого вещества оседает в околозвездный диск, напоминающий диск Сатурна, но гораздо более плотный, горячий и активный.

Если молодая звезда не слишком массивна и своим излучением и звездным ветром не может разрушить околозвездный диск, то в нем происходит формирование планетной системы. Хотя за последнюю четверть века астрономы обнаружили в ближайших окрестностях Галактики тысячи планетных систем (их принято называть экзопланетными), механизмы формирования планет и их спутников до сих пор не вполне ясны. Честно говоря, мы даже не можем точно восстановить историю происхождения нашей Луны, не говоря уже о планетах Солнечной системы и тем более – об экзопланетах. Разнообразие характеристик уже обнаруженных планетных систем столь велико, что пока не ясно, какие физические процессы играли в этом доминирующую роль.

Не менее разнообразен и мир галактик: в нем трудно отыскать две одинаковые звездные системы. Изучение галактик – молодое направление астрофизики. Само понятие о внешних по отношению к нашей Галактике звездных системах оформилось менее 100 лет назад. Для изучения галактик требуются весьма совершенные крупные телескопы, качественный наблюдательный материал накапливается медленно, поэтому понять, когда и как сформировались эти «звездные острова», пока не удалось.

Формированием галактик мы называем последовательность событий, в результате которых каждая галактика становится обособленной от других и приобретает свою индивидуальность – характерную массу, размер, структуру. Формирование большинства галактик произошло на стадии ранней Вселенной, после эры рекомбинации, закончившейся примерно через 380 000 лет после Большого взрыва. Небольшие пространственные флуктуации температуры реликтового излучения (Δ T / T ~ 10 -5), о которых мы уже говорили, свидетельствуют о существовании в раннюю космологическую эпоху небольших флуктуаций плотности вещества, что является необходимой предпосылкой зарождения галактик. Если бы на ранней стадии расширения Вселенной однородное вещество не смогло бы распасться на гравитационно связанные облака, то позднее, когда космос стал более разреженным, такого шанса у вещества уже не было бы.