Айзек Азимов - Выбор катастроф

Между тем в начале 20-х годов английский астроном Артур Стэнли Эддингтон (1882-1944) установил, что температура в центре Солнца составляет миллионы градусов. При такой температуре атомы расщепляются, электронная оболочка разлетается и обнаженные ядра могут ударяться друг о друга с такой силой, что начинается ядерная реакция.

Солнце действительно началось с разреженного облака пыли и газа, как и предполагал Гельмгольц. Оно действительно медленно сжималось, выделяя в процессе сжатия лучистую энергию. Тем не менее, когда оно сжалось до размера, близкого к настоящему, когда стало достаточно горячим, чтобы положить начало ядерным реакциям, оно засверкало в настоящем смысле этого слова. И как только это произошло, оно длительное время сохраняет свой размер и свою лучистую интенсивность.

Наконец, в 1938 году американский физик немецкого происхождения Ганс Альберхт Бете (р. 1906), используя лабораторные данные относительно ядерных реакций, сделал вывод о природе реакций, которые имеют место внутри Солнца и производят энергию. Это — сложное преобразование ядер водорода в ядра гелия («водородный синтез») через ряд вполне определенных этапов.

Водородный синтез производит достаточное количество энергии, чтобы сохранить сияние Солнца в его настоящем виде в течение длительного времени. Астрономы теперь убеждены в том, что Солнце в настоящем своем виде сияет в течение примерно 5 миллиардов лет. И действительно теперь считают, что Земля, Солнце и Солнечная система в настоящем их виде существуют примерно 4 миллиарда лет. Это по времени соответствует тем имеющим место изменениям, которые наблюдают геологи и биологи.

Это также означает, что Солнце, Земля и Солнечная система в целом могут продолжать существовать (при отсутствии вмешательства извне) еще в течение миллиардов лет.

Хотя ядерная энергия поддерживает излучение Солнца, это не может продолжаться вечно. Энергетического запаса хватит еще на миллиарды лет, но в конце концов он должен иссякнуть.

До 40-х годов предполагалось, что каким бы ни был источник энергии Солнца, постепенное истощение этого источника приведет к тому, что Солнце охладится, под конец станет тусклым и совсем потемнеет, а Земля замерзнет в бесконечной Фимбулвинтер.

Однако возникли новые методы изучения эволюции звезд, и эта катастрофа холода оказалась неадекватной картиной конца.

Звезда находится в равновесии. Ее собственное гравитационное поле порождает тенденцию к сжатию, в то же время тепло ядерных реакций внутри нее порождает тенденцию к расширению.Одно уравновешивает другое, и поскольку ядерные реакции продолжаются, равновесие поддерживается, и звезда визуально остается неизменной.

Чем массивней звезда, тем сильнее ее гравитационное поле и сильнее тенденция к сжатию. Чтобы такая звезда сохраняла свой объем, она должна подвергаться ядерным реакциям в большем темпе, развивая более высокую температуру, необходимую для уравновешивания сильной гравитации.

Следовательно, чем массивней звезда, тем более горячей должна она быть и тем скорее она должна израсходовать свое ядерное топливо — водород. Начнем с того, что более массивная звезда содержит водорода больше, чем звезда менее массивная. Рассматривая все более и более массивные звезды, мы заметим, что топливо, которое необходимо тратить для уравновешивания гравитации, должно сгорать значительно быстрее, чем возрастает наличие водорода. Это означает, что более массивная звезда использует свой больший водородный запас быстрее, чем менее массивная звезда использует свой меньший запас водорода. Короче, чем массивней звезда, тем быстрее она расходует свое топливо и тем быстрее она проходит различные стадии своей эволюции.

Предположим тогда, что мы изучаем скопления звезд — не шаровидные скопления, которые содержат так много звезд, что отдельные звезды неудобно изучать, а «открытые скопления», в которых только от нескольких сотен до нескольких тысяч звезд, разбросанных достаточно далеко друг от друга, чтобы позволить их индивидуальное изучение. Существует около тысячи таких скоплений, видимых в телескоп, а некоторые, такие, как Плеяды, достаточно близки, так что более яркие из звезд видны невооруженным глазом.

Все звезды в открытом скоплении, предположительно, сформировались приблизительно в одно время, из единого обширного облака пыли и газа. Из этой общей отправной точки, тем не менее, более массивные продвинулись бы дальше по пути эволюции, чем менее массивные, и на этом пути мог бы быть получен весь спектр позиций. Путь этот будет обозначен, если температуры и полные яркости расположить по отношению масс. Для того чтобы понять, что происходит внутри звезды, астрономы в качестве гида могут использовать свои возрастающие знания относительно ядерных реакций.