Йэн Стюарт - Математика космоса [Как современная наука расшифровывает Вселенную]

Большая часть гелия во Вселенной находится в звездах и межзвездных газовых облаках. Дело в том, что гелий первоначально возник на ранних этапах Большого взрыва и, кроме того, является основным результатом термоядерных реакций в недрах звезд. Мы видим его на Солнце не просто потому, что гелий наряду с большим количеством водорода и множеством других элементов (которых там значительно меньше) входит в состав Солнца; Солнце производит его… из водорода.

Атом водорода состоит из одного протона и одного электрона. В атоме гелия два протона, два нейтрона и два электрона; альфа-частица — это тот же гелий, но без электронов. В звезде электроны срываются с ядра и уносятся прочь, и в реакциях участвуют одни только ядра атомов. В ядре Солнца, где температура составляет 14 млн K, сильнейшие гравитационные силы сдавливают четыре ядра водорода — четыре протона, которые сливаются с образованием альфа-частицы, двух позитронов, двух нейтрино и большого количества энергии. Позитроны и нейтрино позволяют двум протонам из четырех превратиться в нейтроны. На более глубоком уровне нам следовало бы рассматривать составляющие их кварки, но здесь такого описания достаточно. Аналогичная реакция заставляет водородную бомбу взрываться со страшной опустошительной силой, благодаря как раз такому выделению энергии, но там задействованы другие изотопы водорода — дейтерий и тритий.

На ранних этапах развития новая область науки напоминает коллекционирование бабочек: лови все, что можешь, а затем постарайся расположить свои экспонаты разумным образом. Спектроскописты коллекционировали спектры звезд и классифицировали по ним звезды. В 1866 году Анджело Секки распределил звезды по их спектрам на три различных класса, примерно соответствующие преобладающим в них цветам: бело-голубые, желтые, красно-оранжевые. Позже он добавил еще два класса.

Около 1880 года Пикеринг начал составлять обзор звездных спектров, опубликованный в 1890 году. Большую часть дальнейшей классификации провела Вильямина Флеминг, которая воспользовалась для этого усовершенствованной системой Секки, где классы обозначались буквами латинского алфавита от A до Q. После сложной серии переработок появилась нынешняя система классификации Моргана — Кинана, в которой используются буквы O, B, A, F, G, K и M. Звезды типа O имеют самую высокую температуру на поверхности, звезды типа M — самую низкую. Каждый класс подразделяется на более мелкие подклассы, пронумерованные цифрами 0–9, причем с увеличением индекса температура снижается. Еще один ключевой параметр — светимость звезды — присущая ей «яркость» на всех длинах волн, измеренная как суммарная энергия излучения, испускаемая звездой за секунду [56] Строго говоря, этот термин относится к полному энергетическому выходу, но последний тесно связан с наблюдаемой яркостью звезды. . Звездам также присваивается класс светимости, который записывается обычно римскими цифрами, поэтому всего в данной классификации присутствует два параметра, примерно соответствующие температуре и светимости.

Для звезд класса O, к примеру, характерна поверхностная температура выше 30 000 K и голубой оттенок света; по массе они превосходят Солнце по крайней мере в 16 раз, имеют слабые линии водорода и встречаются очень редко. Звезды класса G характеризуются поверхностной температурой от 5200 до 6000 K, светят бледно-желтым светом, имеют массу от 0,8 до 1,04 массы Солнца, показывают слабые линии водорода и составляют около 8 % всех известных звезд. К ним относится и наше Солнце, его тип G 2. Звезды класса M характеризуются поверхностной температурой от 2400 до 3700 K и оранжево-красным цветом, имеют массу от 0,08 до 0,45 массы Солнца, показывают очень слабые линии водорода и составляют около 76 % всех известных звезд.

Светимость звезды коррелирует с ее размером, и в названиях различных классов светимости фигурируют гипергиганты, затем сверхгиганты, гиганты, субгиганты, карлики (или звезды главной последовательности) и субкарлики. Так что конкретная звезда может описываться как голубой гигант, красный карлик и т. д.

Если нанести температуру и светимость звезд на график, получится отнюдь не случайная россыпь точек. Точки на этом графике образуют фигуру, напоминающую перевернутую букву Z. Это диаграмма Герцшпрунга — Рассела, которую предложили около 1910 года Эйнар Герцшпрунг и Генри Рассел. Самые заметные ее черты — скопление ярких сравнительно холодных гигантов и сверхгигантов в правой верхней части, изогнутая диагональная «главная последовательность» от горячих и ярких звезд до более холодных и тусклых, и немногочисленное скопление горячих тусклых белых карликов внизу слева.

Изучение спектров звезд перестало быть коллекционированием бабочек, когда ученые начали использовать результаты спектроскопии, пытаясь разобраться, каким образом звезды производят свет и другое излучение. Они быстро поняли, что звезда — это не просто гигантский костер. Если бы источником энергии в ней были обычные химические реакции, то Солнце давно уже сгорело бы до угольков. Диаграмма Герцшпрунга — Рассела также подсказывала, что звезды, возможно, эволюционируют, сдвигаясь по перевернутой букве Z из верхнего правого угла в нижний левый. Такое предположение казалось разумным: тогда получалось бы, что звезды рождаются гигантами, к концу жизни съеживаются до карликов, а в промежутке проходят по главной последовательности и становятся субкарликами. Тогда по мере сжатия они превращали бы гравитационную энергию в излучение — этот процесс известен как механизм Кельвина — Гельмгольца. Исходя из этой теории, астрономы 1920-х годов оценили возраст нашего Солнца примерно в 10 млн лет, чем вызвали на себя жесткую критику со стороны геологов и биологов-эволюционистов, убежденных в том, что наше светило намного старше.

Астрономы сдались только в 1930-х годах, когда стало ясно, что большую часть энергии звезды получают за счет ядерных реакций, а не за счет гравитационного сжатия и что предлагавшаяся ранее эволюционная траектория звезды ошибочна. Родилась новая область науки — астрофизика. При помощи сложных математических моделей она анализирует динамику и эволюцию звезд начиная с момента рождения и до смерти. Главные ингредиенты для своих моделей астрофизика извлекает из ядерной физики и термодинамики.

В главе 1 мы видели, как формируются звезды, когда обширное первичное газовое облако коллапсирует под действием собственной гравитации. Там мы сосредоточились на динамике процесса, но ядерные реакции добавляют к нему новые подробности. Сжатие газового облака высвобождает гравитационную энергию, которая разогревает газ и создает протозвезду — очень горячий вращающийся газовый сфероид, состоящий в основном из водорода. Если температура протозвезды достигает 10 млн K, ядра водорода — протоны — начинают сливаться друг с другом, образуя дейтерий и гелий. Протозвезды с начальной массой менее 0,08 масс Солнца никогда не разогреваются до таких температур, поэтому процесс в них заканчивается пшиком с образованием коричневого карлика. Такие звезды светят тускло, в основном за счет синтеза дейтерия, и быстро гаснут.