Глава 1
Окружающий мир. Вселенная

Окружающая нас Вселенная в сущности пуста. Это противоречит повседневному опыту, в котором мы наблюдаем полную жизни Землю — наш дом, Луну, Солнце, другие планеты солнечной системы и усыпанное звездами ночное небо.

Но если бы наблюдатель мог переместиться в случайную точку Вселенной, например, в произвольном (случайном) направлении на произвольное, но значительное расстояние (не менее 10 миллионов световых лет¹ ), то он бы не увидел ничего: полная темнота, холод ($-273{}^{\circ }$C), невесомость, одиночество, ни звезд, ни какого-либо свечения. Этот мысленный эксперимент можно проводить многократно, меняя направление и расстояние — неизменно с тем же результатом. И только когда «повезет», один раз на несколько, а может быть даже на несколько десятков экспериментов, каждый раз внимательно осматривая все пространство, можно обнаружить еле заметную, на пределе видимости, светящуюся точку — галактику или скопление галактик. Для того, чтобы оказаться поближе к какой-нибудь галактике, например, увидеть невооруженным глазом галактику не как слабую точку, а в виде пятнышка размером с Солнце² и различить ее структуру, надо чтобы сильно повезло. Оказаться же внутри какой-нибудь галактики и увидеть звезды вокруг можно только в результате исключительной удачи: вероятность, что случайная точка космоса окажется внутри какой-либо галактики, не превышает $3\cdot 10^{-8}$ (один шанс из трехсот миллионов).

Но пространство внутри галактик в некотором смысле ещё более пусто. Хотя звёзды и видны, но тот же холод, одиночество, невесомость.

Вероятность, что случайная точка внутри, например, нашей Галактики, окажется вблизи какой-нибудь звезды, скажем на том же расстоянии, как и Земля от Солнца, равна $1,4\cdot 10^{-16}$ (один шанс на 10 миллионов миллиардов), ну, а вероятность, что вокруг будет не пустота, а действительно «вещество», т. е. вероятность, что случайная точка Галактики окажется внутри какой-нибудь звезды и мы сможем наконец-то как следует прогреться после длительного космического прозябания, составляет $1,4\cdot 10^{-26}$. Эта величина так ничтожна, что о ней даже смешно говорить.

Итак, космос пуст и из случайной его точки невооруженным глазом ничего увидеть нельзя. Но если воспользоваться методами и инструментами, которые были разработаны и изобретены десятками тысяч ученых и инженеров, огромной плеядой талантливых и увлеченных наукой людей, трудившихся на протяжении многих поколений, можно увидеть и узнать очень многое.

Современные астрономы и астрофизики располагают громадным арсеналом технических средств: мощными телескопами оптического диапазона, оснащёнными фотографическими и электронными системами, приборами для измерения и регистрации всех видов излучений вне оптического диапазона, как в области волн более длинных, чем видимые — инфракрасных, микроволновых, миллиметровых и далее во всем диапазоне радиоволн, так и в коротковолновой области — ультрафиолетового, рентгеновского, гамма-излучения. Радиотелескопы, размеры которых иногда достигают сотен, тысяч метров, позволяют регистрировать точечные источники радиоизлучения, удаленные на миллиарды световых лет — почти на самых окраинах Вселенной (если согласиться, что она конечна). Спектроскопы в сочетании с телескопами позволяют определять химический состав звезд и галактик, скорость их вращения, скорости движения отдалённых галактик. Астрономические приборы выносятся в верхние слои атмосферы и в космос, чтобы избавиться от атмосферных помех, и погружаются в глубокие шахты для наблюдения нейтрино — особых частиц, рождающихся в недрах звёзд.

Чувствительность и точность методов измерений и аппаратуры превосходит всякое воображение, хотя желания ученых именно в отношении точности и чувствительности растут быстрее технических возможностей и всегда остаются неудовлетворенными. Информация, получаемая с помощью перечисленных и многих других технических средств, обрабатывается на ЭВМ по методикам, основанным на твердо установленных физических и химических законах.

Благодаря этим трудам, в которых участвовали ученые всех стран мира, и затратам огромных средств, на которые пошли правительства многих стран, а значит в конце концов и народы этих стран, в настоящее время наука может представить достаточно полную картину мира — как он устроен и как развивается. Эта картина состоит в следующем.

В наблюдаемой Вселенной, которая простирается на 3–5 миллиардов световых лет, основная масса вещества собрана в звезды. Звезды образуют скопления — галактики, в которых они удерживаются взаимным притяжением и участвуют в общем вращательном и поступательном движении галактики. Всего существует несколько миллиардов (возможно — до 10 миллиардов) галактик, которые, в свою очередь, собраны в группы — скопления, содержащие от нескольких до нескольких десятков, иногда — сотен галактик. Галактики, входящие в одно скопление, также испытывают взаимное притяжение и участвуют в общем вращательном и поступательном движении, наряду с собственными, более или менее хаотическими движениями каждой галактики. Между скоплениями находятся огромные, ничем не заполненные пространства — пустота.

Галактики различаются между собой по форме и размерам — количеству звезд. Бывают спиральные галактики, похожие на блин или колесо, с более плотной центральной частью и спиральными рукавами, закрученными в направлении, противоположном общему вращению, шаровые или эллипсоидальные, похожие на шар или яйцо; неправильные, напоминающие разрозненные клочья тумана или легкие, неплотные облака. Каждая галактика содержит очень много звёзд, но всё же различия здесь велики. Самые маленькие насчитывают «всего» $10^7$ (десять миллионов), а большие, например галактика М81 в созвездии Девы, — до $10^{13}$ (десять тысяч миллиардов) звёзд. Помимо звёзд, вещество в галактиках находится в виде крайне разряженного межзвездного газа и пылевых облаков.

Хотя количество вещества в такой форме относительно невелико, в пределах 1–10 процентов от всей массы галактики, роль этой составляющей исключительно велика: из рассеянного газа и пыли формируются новые звезды.

Неизвестно, существуют ли в пространстве одиночные звёзды, не входящие ни в какое сообщество, но, видимо, их или очень мало или совсем нет.

Наше ближайшее окружение образует так называемую «местную систему» галактик, из которых две (спиральные) особенно велики: наша Галактика (пишется с большой буквы, как собственное имя, название), относящаяся к галактикам — гигантам и М31 — туманность Андромеды, которая ещё в три раза больше. Наша Галактика представляет собой спиральное образование (тонкий «блин») диаметром $10^5$ (сто тысяч) световых лет и толщиной всего 1500 световых лет. Она содержит около $10^{11}$ (сто миллиардов, по другим данным $1,5\cdot 10^{11}$ [1.2]) звёзд. В центре Галактики находится утолщённое ядро. В одной из трех спиральных ветвей, ближе к периферии, на расстоянии около 30000 световых лет от центра и 20000 световых лет от края диска находится наше Солнце со своей планетной системой. Всё это «сооружение» вращается вокруг галактического центра, делая один оборот за $2,5\cdot 10^8$ (двести пятьдесят миллионов) лет.

Неожиданные и удивительные результаты были обнаружены при изучении движений совокупности всех наблюдаемых галактик во Вселенной, включая самые отдаленные. Скорости галактик, вернее составляющие этих скоростей вдоль луча зрения, т. е. скорости удаления или приближения к точке наблюдения, можно измерить спектроскопическими методами. При обработке массы таких наблюдений, относящихся ко всем участкам неба, выяснилось, что на случайные, неупорядоченные скорости накладывается общее, вполне закономерное движение: все галактики удаляются (разбегаются) от точки наблюдения со скоростью, пропорциональной расстоянию до данной галактики. Коэффициент пропорциональности, называемый постоянной Хаббла — по имени ученого, изучавшего это явление, по современным оценкам составляет 30 км/с. на миллион световых лет [1.5]. Это означает, что скорость удаления возрастает на 30 км/с при увеличении расстояния на $10^6$ световых лет.

Для очень далёких галактик, находящихся от нас на расстоянии в миллиарды световых лет, эта скорость может достигать десятков тысяч и более (до 150 тысяч) км/с, что уже вполне сравнимо со скоростью света. Конечно, здесь дело не в том, что наша Галактика, Солнце, наша Земля внушает всей Вселенной такой ужас (хотя человечество своим неразумным поведением в своём собственном доме вполне заслужило такое отношение). Наша точка отсчёта не является исключительной и можно показать, что если вся Вселенная расширяется (т. е. все галактики разлетаются) от некоторой общей точки (положение которой пока неизвестно), причём скорости возрастают по мере удаления от этого центра, то из любой точки наблюдения будет казаться, что данная точка является центром, от которого удаляется всё остальное.

В чём же тут дело и на что это похоже? Это похоже на грандиозный взрыв в пустоте. Сначала, в первый момент, взорвавшееся вещество занимало небольшой объем, и давление было чрезвычайно велико. Выброшенное взрывом вещество под действием огромных сил приобрело громадные скорости. Затем, по мере развития взрыва объем увеличивался, давление уменьшалось, при этом уменьшались силы и скорости, с которыми разлеталась взорвавшаяся материя от эпицентра взрыва. Возникшее при этом состояние как раз и должно представлять собой картину всеобщего разбегания из любой точки во все стороны. В самом деле, вообразим, что мы находимся на каком-нибудь летящем после взрыва осколке. Нам будет казаться, что всё остальное от нас удаляется: те части, которые вылетели раньше, удаляются от нас потому, что их скорость больше, а от частей, вылетевших позже, удаляемся мы сами, потому что их скорость меньше, но нам будет казаться, что удаляются они.

Сразу же надо оговориться, что нарисованная здесь картина чрезвычайно упрощена — так легче для первоначального понимания. В действительности всё было сложней. Сперва было излучение, радиация, соответствующая громадным температурам (сотни, потом десятки миллиардов градусов), тогда ещё не было никакого обычного вещества. По мере расширения этого радиационного шара он охлаждался и возникли частицы в более обычном понимании — электроны, позитроны, потом протоны и нейтроны, и наконец простейшие атомы — водорода и гелия. Этот катаклизм произошел примерно 15–20 миллиардов лет назад, и первые его этапы (излучение, образование простейших частиц) заняли всего несколько минут. Возникшее таким образом обычное, хотя и простейшее вещество продолжало расширяться, и уже потом, спустя многие миллионы лет, возникло всё остальное. Но и это — тоже упрощенная картина. Надо признать, что в настоящее время науке пока неизвестно, что именно взорвалось и почему, и что было «до того».

Описанную теорию происхождения сегодняшней наблюдаемой Вселенной путем большого взрыва разделяют сейчас большинство ученых, работающих в данной (астрономия, астрофизика) и смежных (физика) областях. И она основывается совсем не только на одном как будто прочно установленном факте разбегания галактик, а ещё на многих других открытиях, исследованиях и научных физико-математических расчётах. Однако, углубляться в эти вопросы в рамках данной книги не требуется; перед нами совсем другие задачи.

Итак, согласно современным представлениям, Вселенная не является чем-то неизменным и вечным, как думали раньше. Она родилась, живёт, развивается и когда-нибудь, вероятно, исчезнет — рассеется или снова сожмётся в точку, для того, чтобы затем снова возродиться в том же или ином качестве.³ Но если вся Вселенная как целое изменяется, так сказать «живёт» во времени, то это тем более должно быть справедливо для частей — галактик и звёзд. На вопросе о звёздах необходимо остановиться подробнее.

Звёздное население нашей Галактики (как и других галактик тоже) чрезвычайно разнообразно по всем характеристикам: по массе, размеру (диаметру), плотности вещества, которая определяется массой и объёмом, по температуре поверхности и внутренних областей, давлению, по светимости, т. е. мощности излучения, по характеру изменения светимости во времени, по цвету или точнее говоря по спектру — распределению излучаемой мощности в зависимости от длины волны, по химическому составу и, наконец, по возрасту. Общим для всех звёзд является то, что это — газовые шары, состоящие в основном (но не только) из водорода и гелия, нагретые до высоких температур. Следствием высокой температуры является излучение электромагнитной энергии и то, что вещество в звёздах находится в виде ионизированной плазмы — положительных ионов и электронов; всё это перемешано и электрически нейтрально.

Рассмотрим основные характеристики звёзд несколько подробнее, имея в виду, что в рамках этой книги нас прежде всего интересует возможность появления у звёзд планетных систем с условиями, пригодными для жизни на этих планетах.

В астрофизике принято выражать характеристики звёзд не в абсолютных физических величинах (км, кг, ваттах), а в относительных по сравнению с Солнцем, используя обозначения типа $D=5D_{\odot }$; $M=4M_{\odot }$, где $D$; $M$ — диаметр, масса звезды; а $D_{\odot }$; $M_{\odot }$ — аналогичные характеристики Солнца. Но тогда необходимо прежде всего привести физические значения основных характеристик Солнца:

Диаметр $D_{\odot }=1390600$ км; масса $M_{\odot }=2\cdot 10^{27}$ тонн; средняя плотность солнечного вещества (плазмы) ${\rho }_{\odot }=1,4$ г/см${}^3$, что превышает плотность воды; температура поверхности $T_{\text{пов.}\odot }=6000$ K. Температура, плотность и давление очень сильно растут в глубине, по мере приближения к центру. Вообще, как и для всякого газа, плотность $\rho$, давление $p$ и температура $T$ связаны соотношением (уравнение Клапейрона):

в котором коэффициент пропорциональности $K$ для ионизированного газа (плазмы) зависит от свойств газа. В центральных областях Солнца температура достигает $T_{\text{центр.}\odot }=1,4\cdot 10^7$ K; давление $p_{\text{центр.}\odot }=10\cdot 10^9$ (десять миллиардов!) атмосфер, плотность ${\rho }_{\text{центр.}\odot }=1,5\cdot 10^5$ кг/м${}^3=150$ г/см${}^3$.

Энергия, излучаемая Солнцем, очень велика; мощность излучения составляет $L_{\odot }=3,76\cdot 10^{23}$ кВт. Эта энергия излучается в основном в форме электромагнитных волн (от инфракрасных до ультрафиолетовых). В областях более длинных (миллиметровые, радиоволны) и более коротких (рентгеновские лучи) мощность заметно слабеет и становится незначительной.

Максимум излучения лежит в видимой области и приходится на длину волны $\lambda =0,474$ мкм (микрона), что соответствует сине-зеленому участку видимого спектра. Но из-за влияния атмосферы (преимущественного рассеяния синих лучей) Солнце нам кажется беловато-желтым. На Землю, которая находится на расстоянии $1,496\cdot 10^8$ км от Солнца, попадает ничтожная часть этой энергии: примерно пять десятимиллиардных долей. И всё же это составляет 1,422 киловатта на 1 м${}^2$ поверхности, перпендикулярной солнечным лучам, или $1,83\cdot 10^{14}$ кВт для всей Земли. Этот момент заслуживает разнообразных и любопытных комментариев, но лучше это сделать потом.

На Солнце есть почти все те же элементы, что и на Земле, за редкими и удивительными исключениями⁴ , которые, впрочем, наука объясняет. Но количественный состав солнечного вещества совершенно иной: 81,76% (по объёму; около 70% по массе) составляет водород, которого на Земле маловато; 18,17% (по объёму, около 28% по массе) приходится на гелий, которого на Земле очень мало; остальные 0,07% занимают прочие элементы, достаточно распространенные на Земле — кислород (0,03%), магний (0,02%), азот (0,01%), кремний, углерод, железо и другие, в порядке убывания.

Источником энергии Солнца, как и всех звёзд, являются термоядерные реакции, протекающие в центральных частях. Возраст Солнца — около $5\cdot 10^9$ (пять миллиардов) лет. Это примерно совпадает с возрастом Земли и всех планет солнечной системы; все они образовались одновременно.

Солнце — вполне рядовая звезда; в нашей Галактике таких миллиарды, да и в других — тоже. Однако, хотя сущность всех звёзд одна и та же — газовые, плазменные шары, излучающие электромагнитную энергию за счёт термоядерных реакций во внутренних областях, по физическим характеристикам мир звёзд демонстрирует огромное, поражающее воображение, разнообразие. Источником этого разнообразия являются различия в массе, возрасте и, отчасти, в химическом составе звёзд.

По массе ($M$) звёзды различаются не очень значительно: крупные примерно в 10 раз больше, малые — в 10 раз меньше Солнца:

Звёзды с массой, выходящей за эти пределы — очень большая редкость, хотя всё же встречаются; бывают карлики с массой $M=0,03M_{\odot }$ и гиганты с массой $M=60M_{\odot }$. Но именно масса является главным фактором, определяющим весь жизненный цикл звезды — от её возникновения до угасания.

По размерам — диаметру $D$ и объему $V$, которые связаны соотношением $V=\frac{1}{6}\pi D^3$, различия очень велики. Диаметр крупных звёзд — красных гигантов (пример — Эпсилон Возничего А) может в 200 раз превышать солнечный и достигать 300 миллионов километров. Соответственно, объём такой звезды $V=8\cdot 10^6{V}_{\odot }$. Очень малые звёзды, белые карлики (например, Вольф 457) имеют диаметр около 5000 км, что в 280 раз меньше солнечного (это даже меньше диаметра Земли) и в $2,2\cdot 10^7$ раз меньше солнечного по объёму: $V=4,5\cdot 10^{-8}{V}_{\odot }$. Но и это не предел. Бывают сверхгиганты (Эпсилон Возничего В) с диаметром $D=2000D_{\odot }$ ($V=8\cdot 10^9{V}_{\odot }$). С другой стороны так называемые нейтронные звёзды, которые собственно уже не являются звёздами в полном смысле, а представляют собой мёртвый остаток взорвавшейся звезды (см. далее), могут иметь диаметр всего 10 км.

Средняя плотность ${\rho }_{\text{ср.}}$ равна массе, делённой на объём: ${\rho }_{\text{ср.}}=M∕V$.

Поскольку массы звёзд лежат в сравнительно узких пределах, а объём меняется в миллионы (и более) раз, то и средние плотности звёзд различаются очень значительно — от ${\rho }_{\text{ср.}}=10^{-9}{\rho }_{\odot }$ у красных гигантов (с обычной точки зрения это пустота, почти вакуум, в миллион раз меньше плотности воздуха у поверхности Земли), до ${\rho }_{\text{ср.}}=2\cdot 10^6{\rho }_{\odot }$ у белых карликов (около 2,8 тонн на 1 см${}^3$). Плотность нейтронных звёзд ещё гораздо больше; она может достигать $2\cdot 10^{14}$ г/см${}^3$. Нужен большой подъёмный кран, чтобы в земных условиях поднять пылинку такого вещества.

Температура поверхности звёзд лежит в пределах от 2000 до 20000 K. По сравнению с Солнцем различия невелики: $\frac{1}{3}{T}_{\odot }\le T\le 3T_{\odot }$. Холодные звёзды (2000 K) излучают в красной и инфракрасной области; горячие (20000 K) — в синей и ультрафиолетовой области спектра. Такие температуры вполне достижимы в земных условиях, но они совершенно недостаточны, чтобы могли начаться и поддерживаться термоядерные реакции.

Температура, давление и плотность значительно повышаются во внутренних областях звёзд, достигая, в основном в зависимости от массы, десятков, сотен миллионов градусов и десятков миллиардов атмосфер, и это создаёт условия для термоядерных реакций. Высокие температуры необходимы для того, чтобы энергия (скорость) частиц плазмы (например, протонов, образующихся при ионизации водорода) была достаточна для того, чтобы эти положительно заряженные частицы могли преодолеть силы электростатического отталкивания и столкнуться, после чего они уже удерживаются гораздо более мощными ядерными силами. Большое давление создаёт высокую плотность, которая нужна для того, чтобы частиц было много (в единице объёма) и столкновения происходили достаточно часто. Кроме того, увеличение давления препятствует сжатию звезды за счёт сил тяготения — гравитации и позволяет ей находиться в условиях устойчивого гидростатического равновесия.

Энергия излучения звёзд $L$ может лежать в очень широких пределах от $10^{-4}{L}_{\odot }$ до $10^5{L}_{\odot }$. Эта энергия зависит от температуры поверхности, увеличиваясь примерно как 4-я степень температуры, и от размера звезды. При этом вполне может оказаться, что холодные (т. е. с температурой 2000 K), но большие звёзды, излучают очень сильно. Например, излучение Антареса (красный гигант с $T=2500$ K) в 10000 раз больше, чем Солнца ($L=10^4{L}_{\odot }$). Но малые звёзды (белые и, тем более, красные карлики) всегда излучают слабо.

Подавляющее большинство звёзд светят с постоянной яркостью в течение «всей жизни» — миллиардов лет. Только в сравнительно короткие промежутки времени при рождении звезда набирает яркость до стационарного состояния и при угасании («смерти») либо постепенно (но сравнительно быстро) уменьшает яркость до очень незначительной величины, либо взрывается, вспыхнув необычайно ярко и угаснув после этого навсегда. Но есть некоторое количество звезд, они называются цефеидами, светимость которых периодически меняется в 2–2,5 раза. Период колебаний для разных цефеид, как правило, лежит в пределах от 1,5 часов до 45 суток, но бывает и больше, до нескольких сотен суток (долгопериодические цефеиды). Для цефеид установлена очень жесткая связь между средней светимостью и периодом колебаний; при увеличении светимости период растет.

По химическому составу звезды достаточно однородны: в основном, это водородно-гелиевые плазмы, подобные Солнцу. Но вот по количеству других более тяжелых элементов можно выделить два резко различающихся класса. Есть звезды, которые, подобно Солнцу, содержат все или, по крайней мере, большинство химических элементов, хотя и существенно меньше, чем водорода и гелия. Другой класс звезд практически не содержит элементов тяжелее гелия. И тех и других звезд много как в нашей, так и в других галактиках. Этот удивительный факт связан с условиями и временем возникновения звёзд.

Большинство звезд, как и планеты, вращаются вокруг оси, причем, здесь также можно выделить два класса: вращающиеся быстро и медленно. Например, Солнце делает один оборот за 25 суток и это считается медленным вращением. Иногда высказываются мнения, что медленно вращаются звезды, имеющие планетные системы, хотя это нельзя считать установленным твердо.

В заключение отметим, что звезды бывают одиночные, как например Солнце, и кратные — двойные, тройные и т. д., когда две или три звезды, которые могут быть разных типов по массе и другим характеристикам, расположены близко, сильно связаны взаимным притяжением и вращаются вокруг общего центра тяжести. Кратных звезд довольно много (около половины всех звезд), для них характерно одновременное рождение, но продолжительность жизни может быть разной.

Все эти и многие другие сведения о космосе и звездах в настоящее время относятся к числу твердо и объективно установленных научных фактов. Они многократно проверены, причем многие — разными способами, и могут быть в любое время перепроверены снова. Это достигнуто, несмотря на то, что даже в самые мощные современные телескопы все звезды за одним единственным исключением могут наблюдаться только как светящиеся точки, не разделяемые на какие-либо детали. Правда, этих звезд наблюдается очень много. Единственным исключением является Солнце, видимое как протяженный объект даже невооруженным глазом. Приходится снова и снова удивляться могуществу человеческого разума и отдать дань уважения многолетнему, колоссальному и самоотверженному труду ученых всех стран и национальностей, благодаря усилиям которых построена впечатляющая картина мира — такого, каков он есть. Этот труд заслуживает уважения еще и потому, что, как это часто бывает в жизни, он далеко не всегда получал должное признание, иногда приводил ученых даже на костер общественного осуждения, причем не только в переносном, но, что гораздо хуже, и в прямом смысле этого слова.

Очень важным является вопрос о рождении, жизни и смерти звезд. В настоящее время по этому вопросу наука придерживается следующей системы взглядов.

Когда после большого взрыва прошел примерно миллион лет, расширяющаяся Вселенная охладилась до 44000 градусов и содержала излучение, некоторые простейшие частицы (нейтрино и др.) и вещество в форме атомов водорода (около 70%) и гелия (30%). Элементов более тяжелых или не было совсем, или было настолько мало, что их роль можно не учитывать. Все это продолжало расширяться и охлаждаться, причем, в силу различных естественных причин, стали возникать неоднородности, отдельные местные сгущения. Под влиянием гравитационного притяжения такие сгущения стягивались к общим для каждого сгущения центрам. Этот процесс развивался долго, продолжается он и сейчас. Таким образом из холодного уже вещества стали возникать первые звезды. Они состояли только из водорода и гелия, совсем не содержали более тяжелых элементов и называются звездами 1-го поколения.

По мере сгущения вещества повышается давление и холодное вещество формирующейся звезды снова разогревается. Процесс гравитационного сжатия, сначала очень медленный, постепенно убыстряется, но затем прекращается — когда давление и температура внутренних частей звезды повышаются настолько, что в центральной части возникают термоядерные реакции превращения водорода в гелий. Звезда начинает излучать и эта основная часть ее жизни продолжается долго, до тех пор, пока в центральных областях не выгорит весь водород. К концу этого процесса, который идет при температурах 10–20 миллионов градусов, выделение энергии становится недостаточным, чтобы противодействовать гравитационным силам, стремящимся сжать звезду. Центральные области снова сжимаются и еще более разогреваются. Когда температура достигает 100–200 миллионов градусов, начинаются уже новые ядерные реакции, в результате которых образуются тяжелые элементы — углерод, кислород, азот, вообще все до железа включительно (атомный номер железа — 26, атомная масса 55,8). Наиболее эффективной из этих реакций в смысле энерговыделения на единицу массы является синтез гелия из водорода. При образовании более тяжелых элементов энерговыделение становится все меньше по мере увеличения атомного веса. При образовании элементов еще более тяжелых, чем железо, из более легких, энергия уже не выделяется — ее надо, наоборот, затратить. Поэтому во время «спокойного» периода жизни звезды тяжелые элементы не создаются. Это можно пояснить с помощью следующей аналогии: камень, лежащий на склоне горы, вполне может скатиться вниз, но наверх он не поднимется никогда. Однако с помощью взрыва его можно забросить и наверх.

Время формирования звезды из газового сгущения и продолжительность жизни зависят от массы. Чем больше масса первоначального сгущения, тем больше гравитационные силы и тем быстрее формируется звезда. С ростом массы растет и запас вещества, т. е. «горючее» для последующего периода и, казалось бы, должна расти продолжительность жизни. Однако это не так. Дело в том, что интенсивность излучения с увеличением массы звезды растет еще гораздо быстрее. В [1.2] приводится расчетная таблица зависимости между массой, светимостью, продолжительностью гравитационного сжатия (формирования) звезды и временем состояния стационарной светимости. Подобные таблицы есть и в других книгах (например, [1.12]). Воспроизведём эти данные.

Из табл. 1 видно следующее.

1. Крупные звезды расходуют свою энергию чрезвычайно расточительно; их жизненный цикл краток. Самые крупные (первые две строки) живут всего 10–100 миллионов лет. Те из них, которые образовались вначале, и те, которые образовались после них, и еще более поздние поколения давно уже прекратили свое существование. Даже если таких звезд рождается много, в каждый момент развития Вселенной их оказывается мало — слишком коротка их жизнь.
2. Карликовые звезды расходуют энергию крайне экономно и живут долго — от 30 до 100 миллиардов лет. Самые мелкие из них (последние две строки), образовавшиеся в самом начале, всё ещё существуют и будут жить ещё долго. Подобных звезд в космосе много.
3. Средние звезды типа Солнца, не слишком скупые, но и не расточительные, живут достаточно долго; их должно быть много — так оно и есть. Например, Солнце, сформировавшееся вместе с планетной системой около 5 миллиардов лет назад, находится в середине своего жизненного пути и еще будет устойчиво светить 6–7 миллиардов лет.

Выше отмечалось, что элементы с атомными номерами 26 и меньше образуются при термоядерных реакциях в недрах звезд. Но как же образовались остальные элементы с атомными номерами, большими, чем 26 (железо), в том числе очень важные для нас, такие как медь (Cu${}_{29}$)⁵ , цинк (Zn${}_{30}$), серебро (Ag${}_{47}$), олово (Sn${}_{50}$), йод (J${}_{53}$), вольфрам (W${}_{74}$), золото (Au${}_{79}$), свинец (Pb${}_{82}$) и все другие от железа до урана (U${}_{92}$) включительно? Для ответа на этот вопрос надо проследить жизнь звезд до самого конца — до их смерти.

По мере выгорания водорода в центре звезд образуется очень плотное и горячее гелиевое ядро. Ядерные реакции еще продолжаются в слоях, более близких к поверхности. Но когда и там выгорает горючее, то характер дальнейших процессов зависит от массы звезды. Если масса невелика, меньше 1,2–1,4 $M_{\odot }$, то наружная оболочка звезды начинает разбухать и в течение относительно короткого времени (сотни тысяч лет) звезда становится красным гигантом. Затем внешняя оболочка сбрасывается со сравнительно небольшой, но достаточной для отрыва от звезды скоростью, и рассеивается в окружающем пространстве. Оставшееся горячее ядро сжимается до незначительных размеров, диаметром 4000–5000 км, и превращается в белый карлик, который медленно остывает в течение многих миллионов лет.

Когда через 6–7 миллиардов лет это произойдет с Солнцем, оно в стадии красного гиганта буквально испепелит ближайшие планеты — Меркурий, Венеру, Землю, возможно и Марс. Жизнь на Земле прекратится.

Звезды более массивные, с $M\ge 1,4M_{\odot }$ , но не более 2,5–3 $M_{\odot }$ , ведут себя иначе. В какой-то момент, еще в процессе ядерного горения в периферийных областях, они вспыхивают, взрываются; это происходит за несколько часов или суток. При этом яркость звезд возрастает в тысячи, десятки тысяч раз. В момент взрыва наружная оболочка звезды, составляющая менее 0,1% общей массы, сбрасывается с большой скоростью (в отличие от малых звезд) и рассеивается в космическом пространстве. Взрывы могут повторяться многократно с интервалами в сотни тысяч и миллионы лет, затем они сокращаются, а остаток превращается в белый карлик. Такие звезды называются «новыми» по той причине, что невидимая ранее (как правило, очень далекая) звезда вдруг становится видимой, как бы внезапно возникает, а потом снова пропадает. Вспышки новых звезд — не такое уж редкое явление. В крупных галактиках (где их удается наблюдать) и в нашей Галактике тоже ежегодно происходит несколько десятков или сотен таких вспышек.

Но совсем особая, драматическая картина наблюдается, когда прекращает существовать звезда с массой значительно (в несколько раз) больше солнечной. Такая звезда перед угасанием может взорваться, выбросив в окружающее пространство почти всё свое вещество с громадной скоростью, сравнимой со скоростью света (до 100000 км/с). Яркость звезды в момент взрыва возрастает в десятки, сотни миллиардов раз и одна звезда кратковременно (от нескольких суток до 2–3 месяцев) по яркости сравнима со всей галактикой, содержащей сотни миллиардов звезд. Звезды такого типа называются «сверхновыми». В момент взрыва возникают такие громадные температуры, что в этом бурлящем котле создаются не только легкие (до железа) элементы, но и тяжелые, — до урана включительно. Отдельные частицы — протоны, электроны, ядра гелия да и других элементов, тоже приобретают скорости, близкие к световым, и мы потом обнаруживаем их как космические лучи. Все это выбрасывается в космическое пространство и смешивается с первоначальным веществом — водородом и гелием.

Вспышки сверхновых звезд — очень редкое явление; в крупных галактиках (и в нашей тоже) это происходит в среднем один раз в столетие. Обычно вспышки сверхновых в нашей Галактике остаются незамеченными, поскольку происходят далеко, в областях, закрытых от нас непрозрачной космической пылью, но в других галактиках такие вспышки видны и если постоянно наблюдать несколько сотен галактик (что астрономы и делают), то вспышки сверхновых обнаруживаются ежегодно. За последнее тысячелетие наблюдалось несколько вспышек и в нашей Галактике, они проявлялись как возникновение очень яркой звезды, иногда видимой даже днем. Об этом свидетельствуют исторические документы (китайские хроники и др.).

Таким образом, звёзды, особенно новые и сверхновые, умирая, поставляют в космическое пространство все химические элементы, и когда в процессе эволюции из облаков газа и пыли возникают новые поколения звёзд, то они уже содержат не только водород и гелий, но и полный набор химических элементов. Наше Солнце как раз является такой звездой 2-го (или, быть может, 3-го и т. д.) поколения. Оно и образовавшиеся одновременно с ним планеты содержат кислород и кремний, азот и углерод, все металлы и вообще все химические элементы, которые только могут существовать в природе.

Следующий вопрос, связанный с окружающим космосом, который нас будет интересовать, состоит в том, часто ли встречаются звезды, имеющие планетные системы или, еще более узко, звезды с такими планетами, на которых возможно возникновение и существование жизни. При этом, не вдаваясь в область научной фантастики и оставаясь на реалистичных позициях, будем иметь в виду примерно такую форму жизни, а значит и такие условия, к которым мы привыкли на Земле. Попробуем перечислить и обсудить эти условия.

1. У звезды должна быть планетная система. Этот вопрос не вызывает никаких сомнений и не нуждался бы в обсуждении, если бы не одно обстоятельство: прямыми наблюдениями или измерениями установить наличие планет даже у ближайших звезд пока невозможно. Достоверно известно только, что у одной звезды — нашего Солнца, есть планетная система и подходящие условия для жизни на одной из планет. Но это мы знаем и без науки.

Ввиду отсутствия прямых доказательств приходится довольствоваться косвенными методами и основанными на них оценками. Вот они:

• существуют немногочисленные и сравнительно близкие к нам звезды, например, так называемая «летящая звезда Бернарда», у которых можно обнаружить слабое периодическое движение, так, как если бы звезда и ее спутник вращались вокруг общего центра масс, хотя сам спутник остается невидимым;
• по скорости вращения звезды делятся на две группы: вращающиеся быстро и медленно. Солнце вращается медленно потому, что почти весь момент количества движения (98%) сосредоточен в планетах. Можно предположить, что и среди других медленно вращающихся звезд есть подобные;
• кратные (двойные, тройные и т. д.) звездные системы встречаются достаточно часто; компоненты таких систем образовались одновременно. Процесс формирования кратных звезд в чем-то близок формированию звезды и ее планет;
• наконец, можно высказать такое соображение: если планеты есть здесь (у Солнца), то почему бы им не быть и в других местах? Правда, последний довод не выглядит очень строгим, но всё же он кажется заслуживающим внимания.

Ученые, занимающиеся этими вопросами, расходятся в своих оценках, но в общем, большинство считает, что звезд с планетами должно быть достаточно много, например, миллиарды в нашей Галактике [1.2 и др.].

2. Звезда с планетой, пригодной для жизни, не может быть чисто водородно-гелиевой (т. е. звездой 1-го поколения). Она и интересующая нас планета должны содержать все другие химические элементы и, следовательно, быть звездой 2-го, 3-го …и т. д. поколений.

3. Планета не должна принадлежать кратной звездной системе. Как показывают расчеты, траектории таких планет носят сложный, непериодический характер, они будут иногда удаляться на очень большое расстояние и всё будет вымерзать, а затем слишком приближаться к одному из светил и всё будет выжигаться.

4. Звезда не должна быть очень массивной. Массивные звезды существуют слишком малое время, жизнь не успеет развиться.

5. Планета не должна быть очень большой, иначе она удержит мощную первоначальную водородно-гелиевую атмосферу и будет подобна Юпитеру или Сатурну. Вряд ли в таких условиях разовьётся жизнь. Но очень малая планета тоже не хороша, она не сможет удержать вообще никакую атмосферу, а следовательно, и гидросферу в жидком состоянии (поскольку вода будет испаряться и в форме пара покидать такую планету).

6. Планета не должна быть слишком далека от своего светила, иначе будет холодно, химические реакции, на которых основана жизнь, будут протекать слишком медленно.

7. Но и близкое расположение к светилу тоже не годится — слишком жарко. На Меркурии плавятся металлы, какая уж тут жизнь.

Приведенный перечень, вероятно, не полон, но по-видимому он содержит главные условия, которым должна удовлетворять звезда с планетой, пригодной для жизни. Некоторые из перечисленных условий, безусловно, выполняются для многих звезд, например, 2, 3, 4. Выполнение других условий (1, 5, 6, 7) проблематично или, скорее, они могут выполняться лишь в редких случаях. Подчеркнем, что для формирования и сохранения жизни необходимо, чтобы одновременно выполнялись все условия. В разных источниках приводятся разные и сильно расходящиеся оценки вероятности встретить звезду и планету, удовлетворяющую всем условиям. Но поскольку в Галактике очень много звезд — от 100 до 150 миллиардов, то даже и при малой вероятности должно найтись всё же много звезд и планет с подходящими условиями — например, десятки или сотни миллионов. Но тут необходимо сделать две оговорки.

Во-первых, наличие подходящих для жизни условий совсем не означает, что жизнь, тем более разумная, обязательно возникнет. Очень может быть, что возникновение жизни — крайне редкое, маловероятное событие, даже если все необходимые условия налицо. Например, планеты Венера, Марс и спутник Земли Луна⁶ как будто находятся в подходящих условиях. Но жизни на них почти наверняка нет, более того — никогда и не было.

Во-вторых, интересуясь возможностью жизни не только на Земле, мы, конечно, удовлетворяем вполне законное научное любопытство. Но не только это. Явно или подспудно, но существует мысль — не может ли это принести нам какую-нибудь пользу? Например, если это — разумная и высокоразвитая жизнь, то нельзя ли перенять их научно-технические, а может быть и социальные достижения? А если это не сама жизнь, а только подходящие условия для нее, или примитивные формы жизни, то нельзя ли туда переселиться, расширив сферу обитания человечества? Таким образом, возникает вопрос о контактах. В научной фантастике ему постоянно уделяется значительное внимание (что уже изрядно автору надоело). Но в последние годы этот круг вопросов попал и в поле зрения вполне серьезной науки. Проводятся исследования, конференции, существует немалое число вполне научных публикаций. Оставим в стороне вопрос о контактах с помощью тех или иных средств связи (радио, оптических); может быть это и возможно — в отдаленном будущем. Заметим только, что очень непривычно выглядит диалог, когда реплики партнеров разделены слишком большими интервалами и ответ на любой вопрос надо ждать сотни, тысячи и более лет, т. е. десятки и сотни поколений. Но хотелось бы остановиться на вопросе о прямых контактах, когда-либо они прилетают к нам «в гости» либо мы к ним.

В этом отношении среди прежде всего журналистов и разного рода популяризаторов, но и ученых тоже пожалуй преобладает здоровый, но мало обоснованный оптимизм. Однако отдельные ученые придерживаются иных взглядов и пессимистические нотки всё же звучат в общем хоре. Автор разделяет последнюю точку зрения.

Объём нашей Галактики составляет около $1,2\cdot 10^{13}$ кубических световых лет. Предположим, что среди 100 миллиардов звезд Галактики 100 миллионов или даже миллиард удовлетворяют всем условиям и на них есть разумная жизнь. Нетрудно подсчитать (грубая оценка), что среднее расстояние между двумя такими звёздами составит около 50 в первом и 22 световых года во втором случае.

Предположим даже мы каким-то образом узнали, что определенная звезда, находящаяся от нас на таком расстоянии, имеет населенную планету. Таким образом, мы знаем куда лететь. Трудно допустить, что на космическом корабле может родиться и воспитаться пригодное для космических полетов и исследований второе, тем более третье, поколение. Полноценный человек может вырасти только на Земле, в обществе. Поэтому надо слетать туда и вернуться обратно за время жизни одного поколения космонавтов, например, за 40 лет (по часам космонавтов). Значит надо лететь со скоростью, близкой или хотя бы сравнимой с предельной — скоростью света ($C$). Надо только, чтобы ускорение в процессе разгона и торможения и связанная с ним сила тяжести были биологически допустимы; так как эти переходные периоды длятся долго, то лучше всего сохранить привычную земную силу тяжести и соответственно ускорение 9,8 м/с${}^2$. С точки зрения времени по часам космонавтов все это вполне возможно, поскольку в быстро летящем космическом корабле согласно теории относительности время идет медленнее. Но, как показывают расчеты, для того, чтобы разогнаться до субсветовой скорости (например, $0,1C$ — 30000 км/с или $0,2C$ — 60000 км/с), затем затормозиться при подлете к месту назначения, снова разогнаться и затормозиться при обратном полете, потребуются невообразимо громадные расходы энергии и, соответственно, огромная стартовая масса космического корабля.

Например, если сам корабль должен иметь полезную массу 100 тонн (а меньше вряд ли возможно — всё же экипаж, оборудование, снабжение на 40 лет и т. д.), то в зависимости от скорости потребуется от 10 до 100 миллиардов тонн самого лучшего современного горючего. Использование ядерного деления или термоядерного синтеза может в принципе улучшить дело, но не слишком существенно. Но ведь двигателей такого типа, создающих реактивную тягу, пока нет и не ясно, могут ли они быть построены вообще.

А баки для горючего? А двигатели, которые по другим расчетам должны развивать удельную мощность 3 миллиона ватт на каждый грамм своего веса? А защита от жесткой рентгеновской радиации и еще более губительных гамма-лучей, которые неизбежно будут возникать при столкновении корабля, летящего с субсветовой скоростью, с атомами межзвездного газа? Заметим, что мощность этого излучения может составлять 10 и более киловатт на каждый квадратный сантиметр поверхности корабля. Кстати, за время этого воображаемого полета по земным часам пройдет намного больше времени, чем при радио- или оптической связи, но с этим, допустим, можно бы и примириться.

В общем, межзвёздные полеты, да еще к звездам, возле которых есть разумная жизнь, малореальны. Поэтому автор полагает, даже уверен, что никаких «контактов» с представителями иных миров у человечества никогда не было, нет и, скорее всего, не будет. Всякие рассказы о пришельцах, летающих тарелках — это, конечно, вымысел, сказки — приятные, интересные, но — сказки. Так хочется верить, что кто-то придет, поможет, научит, раз сами мы не в силах устроить свою жизнь.

Впрочем, чтобы избежать дискуссии на эту тему, которая вообще-то не соответствует задачам данной книги, достаточно, если читатель согласится, что все-то мы пока не собираемся покидать Землю и переселяться на Марс или сферу Дайсона или, тем более к неведомым звездам. Лично я не хотел бы жить на Луне, даже, если мне выдадут герметичный скафандр или предоставят павильон из стекла и стали.

Надо устраиваться на Земле. Земля, конечно, колыбель человечества, но и дом его тоже. И если нельзя вечно жить в колыбели, то в хорошем, благоустроенном доме жить можно долго. Столько, сколько отпустила Природа.

А Природа отпустила не так уж мало — 6 или 7 миллиардов лет. Между тем, существует немалая опасность, что мы сами разрушим и подожжём свой дом.

Этого надо избежать.