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

Звезды, достаточно горячие, чтобы вспыхнуть, начинают с использования цепной реакции протон — протон. Сначала два протона сливаются, образуя дипротон (легкую форму гелия) и фотон. Затем один из протонов, входящих в состав дипротона, испускает позитрон и нейтрино и становится нейтроном; в результате получается ядро дейтерия. На этом этапе, хотя он и проходит относительно медленно, выделяется небольшое количество энергии. Получившийся позитрон сталкивается с электроном, и они вместе аннигилируют, образуя два фотона и еще немного энергии. Еще примерно через четыре секунды ядро дейтерия сливается еще с одним протоном, образуя гелий-3, один из изотопов гелия; при этом высвобождается гораздо больше энергии.

На этом этапе возможны три варианта. Главный из них предусматривает слияние двух ядер гелия-3 с образованием обычного гелия-4, двух ядер водорода и еще большего количества энергии. На Солнце этот вариант реализуется в 86 % случаев. При втором варианте образуется ядро бериллия, который затем превращается в литий, который, в свою очередь, сливается с водородом и образует гелий. При этом также выделяются различные частицы. Этот вариант Солнце выбирает в 14 % случаев. В третьем варианте задействованы ядра бериллия и бора, и реализуется он на Солнце в 0,11 % случаев. Теоретически возможен и четвертый вариант, при котором гелий-3 сливается с водородом и превращается непосредственно в гелий-4, но он настолько редок, что наблюдать его пока никому не удавалось.

Астрофизики представляют эти реакции в виде примерно таких уравнений:

где D — дейтерий, H — водород, He — гелий, верхний индекс обозначает число нейтронов, нижний — число протонов, γ — это фотон, а МэВ — единица энергии (мегаэлектронвольт). Я упоминаю об этом не потому, что предлагаю вам проследить весь процесс в деталях, а чтобы показать, что его можно проследить в деталях и что он обладает вполне определенной математической структурой.

Ранее я упоминал теорию о том, что звезды эволюционируют и что характеризующая их комбинация температуры и светимости движется по диаграмме Герцшпрунга — Рассела. В этой идее, безусловно, что-то есть, но первоначальные выводы были ошибочны, и разные звезды следуют по разным траекториям — в направлении почти противоположном тому, что предполагалось изначально. При рождении звезда занимает место где-то на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Рассела. Конкретное положение зависит от массы звезды, которая определяет ее светимость и температуру. Главные силы, влияющие на динамику звезды, — это гравитация, которая заставляет ее сжиматься, и давление излучения, вызванное водородным синтезом, которое заставляет ее расширяться. Стабилизирующая обратная связь противопоставляет эти силы друг другу, так чтобы они уравновешивались. Если гравитация начинает побеждать, звезда сжимается, разогревается и усиливает уровень излучения, восстанавливая баланс. И наоборот, если побеждать начинает излучение, звезда расширяется, немного остывает — и гравитация вновь сжимает ее до состояния равновесия.

Такое балансирование продолжается до тех пор, пока топливо не подходит к концу. Процесс этот должен занимать сотни миллиардов лет для медленно горящих красных карликов, 10 миллиардов лет или около того для таких звезд, как Солнце, и всего несколько миллионов лет для горячих и массивных звезд типа O. После этого гравитация берет верх, и ядро звезды сжимается. При этом либо ядро разогревается достаточно, чтобы запустить гелиевый синтез, либо оно превращается в вырожденное вещество — возникает своего рода атомный тупик, который останавливает гравитационный коллапс. Что конкретно произойдет, определяет масса звезды. Рассмотрим несколько примеров.

Если масса звезды составляет меньше 1/10 массы Солнца, она может пробыть на главной последовательности 6–12 триллионов лет и со временем должна стать белым карликом [57] При массе меньшей 0,08 массы Солнца выделяемой термоядерной энергии в звезде недостаточно, чтобы остановить ее сжатие. Поэтому звезда не останавливается на главной последовательности и уходит в область белых карликов очень низкой светимости. — Прим. ред. .

Звезда с массой порядка массы Солнца формирует у себя инертное гелиевое ядро, окруженное оболочкой из горящего в термоядерных реакциях водорода. Это заставляет звезду расширяться, и по мере того как ее внешние слои остывают, она становится красным гигантом. Ядро же сжимается до тех пор, пока его вещество не станет вырожденным. Этот коллапс высвобождает энергию, которая разогревает окружающие ядро слои, в результате чего они начинают передавать тепло путем конвекции, а не просто излучением. В газе возникает турбулентность и потоки вещества от ядра к поверхности и обратно. Через миллиард лет или около того ядро из вырожденного гелия становится настолько горячим, что ядра гелия начинают сливаться с образованием углерода с участием бериллия в роли короткоживущего посредника. В зависимости от других факторов звезда может после этого развиться далее в гигантскую звезду асимптотической ветви. Некоторые звезды этого типа пульсируют — попеременно то расширяются, то сжимаются; колеблется и их температура. Со временем такая звезда остывает и становится белым карликом.

У Солнца осталось примерно 5 миллиардов лет до того, как оно станет красным гигантом. При этом Меркурий и Венера будут поглощены расширяющимся Солнцем. На этом этапе орбита Земли, вероятно, будет проходить над самой поверхностью Солнца, но приливные силы и трение о хромосферу будут замедлять ее движение. Со временем Землю тоже ждет поглощение. Это не скажется на отдаленном будущем человеческого рода, поскольку средний срок существования биологического вида составляет лишь несколько миллионов лет [58] О возможной продолжительности существования человечества ничего нельзя сказать, она может быть любой. — Прим. ред. .

Достаточно массивная звезда, намного крупнее Солнца, начинает гелиевый синтез прежде, чем вырождается ее ядро, и взрывается с образованием сверхновой. Звезда, массой более 40 солнечных, выбрасывает значительную часть своего вещества посредством давления излучения, остается очень горячей и проходит целую серию этапов, на каждом из которых преобладающий элемент ее ядра замещается другим, с более высоким номером в Периодической таблице. Ядро разделяется на концентрические слои: железо, кремний, кислород, неон, углерод, гелий, водород. Ядро такой звезды может в конце концов превратиться в белый карлик или черный карлик — тот же белый карлик, который потерял так много энергии, что совсем перестал светить. Достаточно массивное вырожденное ядро может вместо этого образовать нейтронную звезду или, в более экстремальных случаях, черную дыру: см. главу 14.