6.2. Наша планета Земля

Наша планета, конечно же, является одним из основных объектов естественнонаучных концепций. Слоны и черепахи уступили место небесному телу, укрепленному в центре мироздания, затем это тело «отнесло» в сторону от центра, в котором утвердилось Солнце, затем и

Солнце оказалось на периферии одной из множества галактик. Наше скромное место на третьей по счету из девяти планет. Однако условия, складывавшиеся на нашей планете в течение ее эволюции, оказались настолько своеобразными, что в результате на ее поверхности существуют те, кто делает попытки рационально осмыслить происходящее.

Атмосфера Земли существенно отличается от атмосфер всех планет. Первоначально она состояла из водорода, водяных паров, углекислого газа, метана, аммиака и небольших количеств гелия и неона. Атмосферы Венеры и Марса теперь почти полностью состоят из углекислого газа. На Земле же углекислый газ был удален, и это удаление шло по двум каналам. С одной стороны, химические реакции с горными породами в присутствии и при участии жидкой воды, а с другой – жизнедеятельность растений, поглощающих его и выделяющих кислород в процессе фотосинтеза. Пока кислорода не было в атмосфере Земли, ультрафиолетовое излучение Солнца достигало поверхности и способствовало протеканию химических реакций с участием углеводородов. Вода океана представляла тогда своеобразный бульон, подогреваемый вулканическим теплом, поступавшим из недр, в который поступали извергающиеся минералы и который интенсивно облучался ультрафиолетом. Полагают, что это и привело к появлению органических молекул и впоследствии к появлению жизни. Опыты, выполненные Кельвином, Юри и Миллером (США), дали дополнительные основания для этой теории. Они пропускали электрические разряды через смесь метана, водорода, аммиака и воды в течение длительного времени. В результате возникли некоторые аминокислоты – вещества, являющиеся основой строения белка.

Современная атмосфера Земли почти полностью состоит из азота (около 80%) и такого активного элемента, как кислород (около 20%). Если бы на Земле вдруг полностью исчезло явление, которое мы называем жизнью, кислород бы очень быстро исчез из атмосферы, вступив в реакцию с другими веществами. Под воздействием излучения Солнца газы атмосферы флуоресцируют – светятся и светятся преимущественно голубым цветом, что и обуславливает свечение и цвет неба Земли в дневное время. Соединение кислорода с водородом – вода – представляет собой сильнейший растворитель и покрывает 71% поверхности планеты. Одним из замечательных свойств воды является то, что, в отличие от большинства известных веществ, ее твердая фаза – лед – имеет при температуре замерзания плотность меньшую, чем жидкая вода. Поэтому замерзание водоемов начинается сверху, где зимой температура атмосферы понижается, а не со дна, и в глубине сохраняются условия,

Рисунок 3. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

Звёзды на начальной стадии своего существования, как правило, скрыты от взгляда внутри плотного облака пыли и газа. Часто силуэты таких звёздообразующих коконов можно наблюдать на фоне яркого излучения окружающего газа. Такие образования получили название глобул Бока.

Очень малая доля протозвёзд не достигает достаточной для реакций термоядерного синтеза температуры. Такие звёзды получили название «коричневые карлики», их масса не превышает одной десятой солнечной. Такие звёзды быстро умирают, постепенно остывая за несколько сотен миллионов лет. В некоторых наиболее массивных протозвёздах температура из-за сильного сжатия может достигнуть 10миллионов К, делая возможным синтез гелия из водорода. Такая звезда начинает светиться. Начало термоядерных реакций устанавливает гидростатическое равновесие, предотвращая ядро от дальнейшего гравитационного коллапса. Далее звезда может существовать в стабильном состоянии.

Среди сформировавшихся звёзд встречается огромное многообразие цветов и размеров. По спектральному классу они варьируются от горячих голубых до холодных красных. Светимость и цвет звезды зависят от температуры её поверхности, которая, в свою очередь, определяется массой. Как правило, новые звезды «занимают своё место» на главной последовательности согласно диаграмме Герцшпрунга-Рассела (рис. 3). Речь не идёт о физическом перемещении звезды, а только о её положении на указанной диаграмме, зависящем от параметров звезды. То есть речь идёт фактически лишь об изменении параметров звезды.

Маленькие, холодные красные карлики медленно сжигают запасы водорода и остаются на главной последовательности сотни миллиардов лет, в то время как массивные сверхгиганты уйдут с главной последовательности уже через несколько миллионов лет после формирования. Звёзды среднего размера, такие как Солнце, остаются на главной последовательности в среднем 10 миллиардов лет. Считается, что Солнце все ещё на ней, так как оно находится в середине своего жизненного цикла. Как только звезда истощает запас водорода в ядре, она уходит с главной последовательности.

По прошествии от миллиона до миллиарда лет, в зависимости от начальной массы, звезда истощает водородные ресурсы ядра. В больших и горячих звёздах это происходит гораздо быстрее, чем в маленьких и более холодных. Истощение запаса водорода приводит к остановке термоядерных реакций. Без давления, которое производилось этими реакциями и уравновешивало силу собственного притяжения звезды, внешние слои начинают сжиматься к ядру. Температура и давление повышаются как во время формирования протозвезды, но на этот раз до гораздо более высокого уровня. Коллапс продолжается до тех пор, пока при температуре приблизительно в 100 миллионов К не начнутся термоядерные реакции с участием гелия.

Очень горячее ядро становится причиной чудовищного расширения звезды. Её размер увеличивается приблизительно в 100 раз. Таким образом, звезда становится красным гигантом, и фаза горения гелия продолжается около нескольких миллионов лет. Практически все красные гиганты являются переменными звёздами.

То, что происходит в дальнейшем, вновь зависит от массы звезды.

На сегодняшний день достоверно не известно, что происходит с лёгкими звёздами после истощения запаса водорода. Поскольку возраст Вселенной составляет 13,7 миллиарда лет, что недостаточно для истощения запаса водородного топлива, современные теории основываются на компьютерном моделировании процессов, происходящих в таких звёздах.

Некоторые звёзды могут синтезировать гелий лишь в некоторых активных участках, что вызывает нестабильность и сильные солнечные ветры. В этом случае образования планетарной туманности не происходит, а звезда лишь испаряется, становясь даже меньше, чем коричневый карлик. Но звезда с массой менее 0,5 солнечной никогда не будет в состоянии синтезировать гелий даже после того, как в ядре прекратятся реакции с участием водорода. Звёздная оболочка у них недостаточно массивна, чтобы преодолеть давление, производимое ядром. К таким звёздам относятся красные карлики. После прекращения в их ядре термоядерных реакций они будут продолжать слабое излучение в инфракрасном и микроволновом диапазонах электромагнитного спектра на протяжении ещё многих миллиардов лет.

Звёзды, находящиеся в этой фазе, получили название звёзд позднего типа или Мира-подобных звёзд, в зависимости от их точных характеристик. Выбрасываемый газ относительно богат тяжёлыми элементами, производимыми в недрах звезды, такими как кислород и углерод. Газ образует расширяющуюся оболочку и охлаждается по мере удаления от звезды, делая возможным образование частиц пыли и молекул. При сильном инфракрасном излучении центральной звезды в таких оболочках формируются идеальные условия для активизации мазеров.

Реакции сжигания гелия очень чувствительны к температуре. Иногда это приводит к большой нестабильности. Возникают сильнейшие пульсации, которые в конечном итоге сообщают внешним слоям достаточно кинетической энергии, чтобы быть выброшенными и превратиться в планетарную туманность (рис. 4). В центре туманности остаётся ядро звезды, которое, остывая, превращается в белый карлик, как правило, имеющий массу в пределах 0,6 солнечных и диаметр порядка диаметра Земли.

Вскоре после гелиевой вспышки «загораются» углерод и кислород; каждое из этих событий вызывает сильную перестройку звезды и её быстрое перемещение по диаграмме Герцшпрунга – Рассела. Размер атмосферы звезды увеличивается ещё больше, и она начинает интенсивно терять газ в виде разлетающихся потоков звёздного ветра. Судьба центральной части звезды полностью зависит от её исходной массы: ядро звезды может закончить свою эволюцию как белый карлик (маломассивные звёзды) в том случае, если её масса на поздних стадиях эволюции превысит предел Чандрасекара, – как нейтронная звезда (пульсар), если же масса превысит предел Оппенгеймера – Волкова, – как чёрная дыра. В двух последних случаях завершение эволюции звёзд сопровождается катастрофическими событиями – вспышками сверхновых.

Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию. В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности воды, звезду называют белым карликом. Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится тёмной и невидимой.

У звезд более массивных, чем Солнце, давление вырожденных электронов не может сдержать сжатие ядра, и оно продолжается до тех пор, пока большинство частиц не превратится в нейтроны, упакованные так плотно, что размер звезды измеряется километрами, а плотность в 100 млн. раз превышает плотность воды. Такой объект называют нейтронной звездой; его равновесие поддерживается давлением вырожденного нейтронного вещества. После того как внешние слои звезды с массой большей, чем пять солнечных, разлетелись, образовав красный сверхгигант, ядро под действием сил гравитации начинает сжиматься. По

мере сжатия увеличиваются температура и плотность, и начинается новая последовательность термоядерных реакций. В таких реакциях синтезируются тяжёлые элементы, что временно сдерживает коллапс ядра.

В конечном итоге, по мере образования всё более тяжёлых элементов периодической системы, из кремния синтезируется железо-56. Вплоть до этого момента синтез элементов высвобождал большое количество энергии, но с образованием железа этот процесс прекращается, так как синтез железа, напротив, потребляет энергию. После того как это происходит, ничто уже не в состоянии противостоять колоссальной силе гравитации, и наступает незамедлительный коллапс звезды.

Дальнейшее не до конца ясно. Но что бы это ни было, оно в считанные секунды приводит к взрыву сверхновой невероятной силы. Сопутствующий этому всплеск нейтрино провоцирует ударную волну. Сильные струи нейтрино выталкивают большую часть накопленного звездой материала – так называемые рассадочные элементы, включая железо и более лёгкие элементы. Разлетающаяся материя бомбардируется нейтрино, захватывая его и тем самым создавая набор элементов тяжелее железа, включая радиоактивные вплоть до урана. Таким образом, без взрыва сверхновой звезды невозможно образование элементов тяжелее железа.

Взрывная волна и струи нейтрино уносят материал прочь от умирающей звезды в межзвёздные пространство. В последующем, перемещаясь по космосу, этот материал сверхновой звезды может столкнуться с другим космическим «мусором» и, возможно, участвовать в образовании новых звёзд, планет или спутников. Процессы, протекающие при образовании сверхновой звезды, до сих пор изучаются, и пока в этом вопросе нет ясности. Также стоит под вопросом, что же на самом деле остаётся от изначальной звезды. Тем не менее рассматриваются два варианта: нейтронные звёзды и чёрные дыры.

Известно, что в некоторых сверхновых сильная гравитация в недрах сверхгиганта заставляет электроны упасть на атомное ядро, где они при взаимодействии с протонами образуют нейтроны. Электромагнитные силы, разделяющие близлежащие ядра, исчезают (к примеру, если бы ядра были размером с песчинку, атомы имели бы размер с футбольное поле). Ядро звезды теперь представляет собой плотный шар из атомных ядер и отдельных нейтронов.

Такие звёзды, известные как нейтронные, чрезвычайно малы – не более размера крупного города и имеют невообразимо высокую плотность. Период их обращения становится чрезвычайно мал по мере уменьшения размера звезды (благодаря сохранению момента импульса).

Некоторые совершают 600 оборотов в секунду. Когда ось, соединяющая северный и южный магнитный полюса этой быстро вращающейся звезды, указывает на Землю, можно зафиксировать импульс излучения, повторяющийся через промежутки времени, равные периоду обращения звезды. Такие нейтронные звезды получили название «пульсары» и стали первыми открытыми нейтронными звёздами.

Распространено мнение, что не все сверхновые становятся нейтронными звёздами. Если звезда обладает достаточно большой массой, то сами нейтроны могут обрушиться внутрь и начнётся коллапс звезды, пока её радиус не станет меньше шварцшильдовского. После этого звезда становится чёрной дырой.

Существование чёрных дыр было предсказано общей теорией относительности. Согласно ОТО, материя и информация не могут покидать чёрную дыру ни при каких условиях. Тем не менее квантовая механика делает возможным исключения из этого правила. Существование чёрных дыр во вселенной подтверждено и теоретически, и посредством наблюдений.

Но, тем не менее, остаётся ряд открытых вопросов. Среди них: возможен ли коллапс звезды непосредственно в чёрную дыру, минуя сверхновую? Существуют ли сверхновые, которые впоследствии станут чёрными дырами? Каково точное влияние изначальной массы звезды на формирование объектов в конце её жизненного цикла?

Итак, звёзды эволюционируют, и эволюция звёзд необратима. В недрах звёзд происходят мощные термоядерные реакции, обеспечивающие выделение огромного количества энергии. В конечные этапы жизни звёзд в них возникают некие упорядоченные состояния, которые не могут быть описаны классической физикой.