Темные века ранней Вселенной закончилась, когда огромные облака водорода и гелия (и темной материи), сжимаясь под воздействием собственного гравитационного притяжения, начали формировать первые звезды, а затем и галактики. Похожее звездообразование происходит и сейчас, одним из примеров является туманность Орла в нашей Галактике, которая до сих пор «штампует» новые звезды и звездные системы. Как мы уже отмечали, первые такие газовые облака состояли только из диффузной космической материи (если не считать темную материю), в основном в виде водорода и гелия, и потому не содержали ничего, из чего могли бы сформироваться планеты. Формирование первых и последующих за ними звезд обусловило появление более тяжелых элементов, из которых были созданы планеты и все живущее на них.
Когда протосолнечное облако начинает сжиматься под воздействием собственного гравитационного притяжения, молекулы устремляются к его центру с возрастающей скоростью — как шарик, катящийся с горки. Ускоряясь, они сталкиваются и отскакивают друг от друга, и энергия их движения преобразуется в тепло. Это повышает температуру и давление облака и в конце концов останавливает сжатие. (Размеры, формы и эволюцию этих облаков мы обсудим в следующей главе.)
Облако не может долго сжиматься под воздействием собственных гравитационных сил, в какой-то момент коллапс останавливается. Это зависит от размера. Не слишком массивное облако вообще не сжимается, а чем больше его масса, тем больше внутренняя гравитация, такое облако уплотнится еще до того, как внутри него станет слишком горячо.
Некоторые процессы помогают облаку избежать коллапса. Бóльшая часть облака — это водород, молекулы которого состоят из двух связанных между собой атомов водорода. Если центр коллапсирующего облака становится достаточно горячим, чтобы молекулы водорода смогли распасться на атомы, этот распад поглотит энергию и не даст облаку нагреваться, позволяя ему продолжить существование.
Это похоже на фазовый переход, который происходит в кипящей воде (мы использовали такую аналогию при описании Большого взрыва). Тепловая энергия плиты передается воде, и вода закипает. Но превращение воды в пар поглощает энергию, и температура кипящей воды остается неизменной, пока вся вода не выкипит. Таким же образом превращение молекулярного водорода в атомарный поглощает тепловую энергию уплотняющегося облака и сохраняет его температуру стабильной, пока конверсия — в той части облака, которая стала достаточно горячей, — не завершится. То же происходит позже и в центре облака, где среда еще горячее и температура достаточно высока, чтобы атомы водорода испускали электроны и становились ионами. Это происходит по принципу «фазового перехода», выравнивающего температуру.
Поэтому только очень большие молекулярные облака могут коллапсировать сами по себе. Первые звезды, которые полностью состояли из водорода и гелия (их называют звездами населения III, сегодня это «исчезнувший вид»), формировались в облаках, в тысячи и даже миллионы раз более массивных, чем Солнце, и были в сотни раз тяжелее его. Небольшим облакам, чтобы они продолжили сжатие, после того как станут достаточно плотными, необходим триггер, воздействие извне (к примеру, смерть гигантских звезд¸ которая часто сопровождается вспышками сверхновых). Распространяющиеся при этом ударные волны могут задеть молекулярное облако и запустить его коллапс. С такого стечения обстоятельств началось формирование первых малых звезд, которые живут очень давно и являются одними из основных доказательств возраста Вселенной. Части метеоритной пыли содержат доказательство того, что Солнечная система образовалась именно так. Мы еще вернемся к этому вопросу.
Если все условия выполнены и коллапсирующее облако достигает пика температуры (10 млн градусов по Цельсию), начинается рождение звезды. При такой температуре ядра ионизованного водорода начинают двигаться достаточно быстро, преодолевают электрическое отталкивание друг от друга (на этой стадии ядра представляют собой протоны, они несут положительный заряд и потому взаимно отталкиваются) и соединяются с гелием, ядра которого, как правило, состоят из двух протонов и двух нейтронов. При ядерном синтезе выделяется огромное количество энергии за счет перехода массы в энергию. Мы уже упоминали известное уравнение Эйнштейна E = mc2, где Е — это энергия, m — масса, с — скорость света, равная примерно 300 000 км/с (и достаточная, чтобы за секунду восемь раз облететь вокруг Земли). С учетом огромной величины c2 превращения всего 1 мг (масса крохотной таблетки) в энергию будет достаточно, чтобы испарить 40 000 л воды, а преобразование в энергию 60 мг массы (небольшая упаковка таблеток) полностью превратит в пар воду олимпийского бассейна. Процесс термоядерной реакции был открыт в 1920– 1930-е гг. и впоследствии использовался для разработки теории звездного ядерного синтеза (в основном физиком Хансом Бете и астрофизиком Фредом Хойлом, хотя ранее идею нуклеосинтеза высказывал астроном Артур Эддингтон). Эту теорию мы здесь и излагаем.
В коллапсирующем протосолнечном облаке первый переход массы в энергию происходит потому, что масса четырех атомов водорода немного больше, чем масса одного атома гелия, и вся ненужная оставшаяся масса превращается в энергию. Этот колоссальный выброс тепла останавливает дальнейшее сжатие облака и удерживает температуру примерно на уровне 10 млн градусов Цельсия (температура внутри солнечного ядра равна 15 млн градусов Цельсия). Переставшее уплотняться облако по сути уже является звездой, например, Солнце — это плотное облако газа, прекратившее сжатие из-за тепла, высвобожденного в результате термоядерной реакции.
Эта термоядерная реакция может происходить только в самой глубокой и самой горячей части звезды — в ее ядре. Снаружи ядра температура недостаточно высока для термоядерного процесса, но благодаря конвекции — переносу горячих плавучих масс к внешним слоям, из-за чего Солнце выглядит зернистым, — жар от ядра поднимается к поверхности светила и улетучивается вместе с радиацией или фотонами, достигая Земли в виде солнечной энергии (света). Солнце испускает и более тяжелые электроны и протоны, которые разлетаются с солнечным ветром и в конце концов попадают на Землю и другие планеты.
Сжатие звезд размером с Солнце или меньшего размера (красные карлики) останавливается благодаря «средней» температуре, поддерживаемой синтезом атомов водорода. За счет водорода эти малые звезды смогут гореть весьма долго, ведь синтез атомов водорода процесс не быстрый, нельзя просто взять и соединить четыре ядра атомов водорода (или четыре протона), чтобы сразу создать ядро атома гелия. Этот процесс, называемый протон-протонной цепочкой, протекает в несколько этапов. Первые два протона, преодолевая электрическое отталкивание, сливаются, создавая двупротонное ядро — легкий изотоп гелия. (Различные изотопы одного элемента имеют атомные ядра с одинаковым числом протонов, но с разным числом нейтронов, которые в силу своей нейтральности не влияют на химические свойства элемента. Все изотопы гелия имеют два протона, но при этом могут иметь от нуля до восьми дополнительных нейтронов, хотя только изотопы с одним и двумя нейтронами не распадаются.) Это легкое ядро гелия неустойчиво, и срок его жизни недолог. Оно испускает некоторое количество антивещества, позитронов, а также нейтрино, которые становятся частью солнечных нейтрино, превращая один из своих протонов в нейтрон и оставляя изотоп водорода, называемый дейтерием, с одним протоном и одним нейтроном. Затем дейтерий сталкивается и сливается с третьим протоном (ядром атома водорода), создавая еще один стабильный изотоп гелия с двумя протонами и нейтроном.
На последнем этапе сталкиваются эти два вида ядер гелия и, испуская два других протона, создают другую форму стабильного гелия с двумя нейтронами и двумя протонами. При этом высвобождается большое количество энергии, и два освобожденных протона начинают сталкиваться с другими протонами, вызывая медленную цепную реакцию. Образовавшиеся ядра гелия с двумя нейтронами и двумя протонами называются альфа-частицами, они часто образуются при распаде тяжелых элементов, таких как уран.
Быть может, мы слишком углубились в тему термоядерных реакций, но она заслуживает нашего внимания по двум причинам. Во-первых, термоядерные реакции являются основным источником энергии, питающим Солнце, а значит, и жизнь на Земле. Они влияют на различные процессы в океанах и атмосфере — на морские течения, погодные условия, даже на особенности климата. Во-вторых, протон-протонная реакция — очень медленный процесс: весь водород Солнца сможет прогореть только за 10 млрд лет, а сейчас наша звезда достигла лишь половины этой отметки; и это хорошо, потому что дает достаточно времени для развития сложных форм жизни — таких, как мы с вами. Но строительный материал для новых планет звезды малого размера, как наше Солнце, не вырабатывают — они создают лишь новые атомы гелия, которые и так есть во Вселенной с момента Большого взрыва. Такие звезды, как Солнце, ничем не примечательны, по крайней мере с точки зрения создания новой материи.
Звезды с большей массой, которая в 15 и более раз превышает массу Солнца, не прекращают уплотняться при ничтожной температуре в 10–15 млн градусов Цельсия. Их гравитационное сжатие остановится только при более высоких температурах, при которых в результате термоядерных реакций могут образоваться более тяжелые элементы. Например, при 100 млн градусов Цельсия в звездах может происходить слияние ядер гелия, в результате чего образуется углерод и затем кислород. В самых больших звездах, красных сверхгигантах, температуры столь высоки, что позволяют образовывать всевозможные элементы вплоть до железа.
Некоторые из важнейших ядерных реакций, при которых образуются тяжелые элементы, происходят путем слияния ядер гелия, так называемых альфа-частиц (каждое из них, как мы упоминали выше, имеет два нейтрона и два протона). Одна такая реакция называется тройной гелиевой — тройным альфа-процессом. Она проходит в два этапа, в результате чего из трех альфа-частиц образуется углерод. Эта реакция довольно сложная и редкая, что ограничивает формирование тяжелых элементов в больших количествах. Но как только появляется углерод, альфа-цепочка продолжается, последовательно добавляя по одной альфа-частице за раз вначале к углероду, производя кислород, потом неон, магний и кремний и так далее до железа, хотя по идее вначале появляются неустойчивые изотопы никеля, распадающиеся благодаря радиоактивности на стабильные изотопы железа. Процессы каждого последующего шага требуют все более высокой температуры и давления. Поэтому они происходят во все более глубоких и горячих слоях гигантской звезды, напоминающих слои луковицы. Чем глубже слой, тем более тяжелые элементы там появляются.
Самый верхний слой «звездной луковицы» достаточно горяч, чтобы поддерживать реакцию превращения водорода в гелий и снабжать этими частицами более глубокие слои. Если бы этот слой производил гелий так же медленно, как Солнце, это помешало бы образованию тяжелых элементов во внутренних слоях или, по крайней мере, сильно бы затормозило процесс (при высоких температурах и давлении реакции протекают быстрее и запасы гелия быстро исчерпались бы). Но реакция в звездах-гигантах идет быстрее из-за участия углерода, азота и водорода в так называемом углеродном цикле. Водород быстро превращается в гелий, или альфа-частицы, и перемещается во внутренние слои звезды.
В самом глубоком и горячем слое, у ядра звезды, распадаются неустойчивые изотопы никеля и образуются стабильные изотопы железа. На этом образование элементов путем слияния легких ядер заканчивается. Формирование любого элемента тяжелее железа требует «создать» массу, так как масса этого нового элемента будет больше массы его компонентов. Значит, при его формировании энергия будет поглощаться, а не выделяться. Образование ядер тяжелых элементов ведет к снижению температуры, и термоядерная реакция прекращается.
Некоторые элементы, наиболее распространенные в Солнечной системе (после водорода и гелия, конечно), полностью состоят из альфа-частиц и являются главными строительными кирпичиками планет и жизни: углерод, кислород, кремний, магний, кальций и железо. Возможно, это объясняет, почему жизнь зиждется на углероде. Углерода во Вселенной много, это один из первых устойчивых элементов в цепи производства альфа-частиц. Атом углерода входит в состав многих химических соединений, в частности, соединяется с вездесущим водородом, образуя органические вещества, которые являются основой жизни. Другие важные для жизни элементы, такие как азот и фосфор, появляются в результате других термоядерных реакций, особенно в соединениях с водородом. Таким образом, дорогой читатель, все атомы твоего тела, кроме возникшего вместе с Большим взрывом водорода, появились в недрах гигантских звезд. Трудно в это поверить, но должен же ты был откуда-то произойти.
В знаменитой Периодической системе химических элементов, составленной русским химиком Дмитрием Менделеевым, присутствуют все известные нам элементы. Многие из них значительно тяжелее железа, но по сравнению с другими элементами встречаются они в малых количествах. Дело в процессе, называемом нейтронным захватом. Известны две его разновидности: при происходящем внутри звезд медленном захвате нейтронов ядра атомов железа соединяются с нейтронами, оставшимися после термоядерных реакций. Тяжелые изотопы железа, как правило, нестабильны и обычно испускают электрон, при этом один из нейтронов превращается в протон и создается более тяжелый по сравнению с железом элемент. Эти элементы, в свою очередь, захватывают все больше нейтронов, создавая все более и более тяжелые элементы. Вторая форма, быстрый нейтронный захват, происходит во время коллапса гигантских звезд.
Через 5 млрд лет наше Солнце сожжет весь имеющийся в его ядре водород и умрет. Термоядерные реакции прекратятся, и Солнце вновь начнет сжиматься, продолжая свой начавшийся 5 млрд лет назад коллапс. Однако оно будет все еще очень горячим, и возобновленный коллапс может нагреть его до 100 млн градусов Цельсия. Это позволит превращать гелий в углерод, а затем в кислород, как это происходит в звездах-гигантах. В этот момент Солнце расширится до размеров красного гиганта (не путать с красным сверхгигантом) и поглотит ближайшие объекты Солнечной системы, включая Землю. Из-за ядерного горения гелия, или реакции альфа-процесса, топливо в солнечном ядре быстро прогорит, последует сжатие, но оно уже не нагреет Солнце до температур, при которых вновь начнутся термоядерные реакции создания тяжелых элементов. Наша звезда будет уже, по сути, мертва. Когда остатки водорода и гелия иссякнут, она станет медленно остывающим, светящимся, очень плотным объектом, состоящим из углерода и кислорода, — белым карликом, который будет меньше Солнца примерно в 100 раз.
Гибель гигантских звезд при всей своей катастрофичности для Вселенной событие продуктивное. Исчерпав топливо для термоядерных реакций, гигантская звезда начинает вновь сжиматься. Она так огромна, что коллапс получается внезапным и очень мощным, и столкновение внешнего слоя звезды с более плотным ядром вызывает мощную ударную волну и вспышку сверхновой. Во время вспышки протекает быстрый процесс захвата нейтронов: они присоединяются к атомам, образуя химические элементы тяжелее железа. Вспышки сверхновых выбрасывают в межзвездное пространство продукты термоядерного синтеза, произведенные во всех слоях этих звезд. Они образуют новое поколение молекулярных облаков с более тяжелой пылью, облака сформируют звездные системы, полные материала для образования планет. Вспышки сверхновых могут запускать коллапс протосолнечных облаков. Судя по всему, именно так образовалась Солнечная система. Об этом говорит, например, то, что частички космической пыли в некоторых метеоритах содержат тяжелые изотопы железа, которые могли образоваться только при вспышке сверхновой.
Бóльшая часть массы гигантской звезды выбрасывается в пространство во время вспышки сверхновой, то, что остается, сжимается в чрезвычайно плотную массу. Если она в два-три раза больше массы Солнца, электронное облако, сохраняющее объемы атомов, не может противостоять внутреннему давлению массы, электроны сходят с орбит и «вдавливаются» в ядро, превращая протоны в нейтроны. Радиус атома примерно равен 10–10 м (1 ангстрем, 1Å), а радиус его ядра — 10–15 м — отличие, как между стадионом и муравьем. Поскольку радиус и объем каждого атома сожмутся в 10–5 раз, плотность вещества (т. е. масса, поделенная на объем) возрастет в 1015 раз, т. е. в квадриллион раз! Образовавшееся сверхплотное тело ученые называют нейтронной звездой. Ее плотность столь высока, что, если бы мы наполнили таким веществом обычную пипетку, она весила бы больше, чем все население Земли.
Если оставшаяся масса нейтронной звезды превышает массу Солнца более чем в три раза, нейтроны сожмутся в еще более плотную массу, предположительно состоящую из кварков. Такой объект называют кварковой звездой, ее существование пока не подтверждено наблюдениями.
Наконец, если оставшаяся масса превысит пять солнечных масс, тогда даже кварки не могут сопротивляться дальнейшему сжатию и масса уплотнится до крошечного объема, образовав ядро черной дыры. Ее гравитационное притяжение так велико, что даже свет не может покинуть ее центр. Граница в пространстве-времени, начиная с которой свет не может покинуть объект, называется горизонтом событий. У нас есть доказательства того, что черные дыры действительно существуют, в том числе и сверхмассивные, находящиеся в центрах галактик.
Эта предсмертная агония сверхмассивных звезд играет важную роль в нашей «истории всего», ведь эти звезды производят «строительные блоки» для планет и жизни и рапространяют их по галактике благодаря вспышкам сверхновых. Для формирования планет (и лично тебя, дорогой читатель) звезды должны в огромных количествах производить элементы тяжелее водорода и гелия и испускать их, чтобы образовались новые пылевые облака. В одном таком облаке около 5 млрд лет назад сформировалась наша Солнечная система. Необходимо много сверхмассивных звезд, чтобы они создали и распространили в галактике нужные элементы. И это должно происходить часто, чтобы галактику заполнили пылевые облака, из которых впоследствии сформируются планеты.
В нашей Галактике совсем неподалеку от нас обнаружено большое число планетных систем; скорее всего, они формируются часто, и во Вселенной для этого достаточно нужного материала. Если бы сверхмассивные звезды жили столько же, сколько и звезды малой массы, некоторые из них все еще выбрасывали бы в пространство тяжелые элементы. Но из-за высоких температур и давления сверхмассивные звезды — как и самые первые звезды, образовавшиеся через сотни миллионов лет после Большого взрыва, — быстро, по космическим меркам, сгорели. Процесс выгорания водорода, в результате которого образуются элементы тяжелее железа, так скоротечен, что звезды за несколько миллионов лет успевают израсходовать запас горючего и взорваться, образуя новые протопланетные облака. Рождаясь и умирая, сверхмассивные звезды за несколько миллиардов лет производят достаточно пылевых облаков, чтобы формировались планетарные системы — как наша около 5 млрд лет назад. Пик звездообразования, возможно, был достигнут 10 млрд лет назад, так что мы вступили в космическую игру с некоторым опозданием.
