Десять великих идей науки. Как устроен наш мир.

колоссально увеличенными остатками флуктуаций плотности первичной Вселенной.

Этот огромный узор является увеличением ряби, сопровождавшей начало Вселенной, когда вариации плотности имели масштаб в нескольких планковских длин, но были растянуты до современных гигантских размеров. Вселенной хватило 15 миллиардов лет, чтобы достичь такой стадии, но этот период, относительно короткий в нелепых человеческих единицах (ибо какое имеет значение, сколько раз наша маленькая планета обернулась вокруг нашей маленькой звезды), имеет огромную временную протяженность на фундаментальных планковских часах, занявшую не меньше чем 10⁶¹ тиканий (рис. 8.6).

Рис. 8.6. Временная шкала событий в жизни Вселенной. Температура в эру раздувания все еще является предметом спекуляций, и линейную зависимость от времени, изображенную на графике, не следует интерпретировать буквально. После эры великого объединения сильные взаимодействия отделяются от электрослабых; после электрослабой эры слабое и электромагнитное взаимодействие разделяются. Указываемая температура является температурой электромагнитного поля, а люди появляются, когда температура локальной среды становится близкой к 300 К, даже несмотря на то, что температура электромагнитного поля гораздо ниже.

Древние звезды образовались из водорода, но так как они вовлекали водород в процесс слияния ядер, образовались новые элементы. Ядерный синтез, создание элементов, был запущен, и Вселенная постепенно становилась более разнообразной. Образование элементов в очень молодой Вселенной, до того как возникли звезды, называется первичным ядерным синтезом. Он не зашел слишком далеко, главным образом потому, что ядра строились путем последовательного добавления нуклонов к протонам, давая дейтерий (один нейтрон, вцепившийся в протон ногтями сильного взаимодействия), гелий (два протона и два нейтрона в довольно устойчивом положении) и так далее. Однако на этой стадии нет устойчивых ядер с пятью или восемью нуклонами. У этой стадии имеется предел возможностей, потому что более тяжелые ядра не имели возможности образовываться в результате сжатия. Наиболее распространенным элементом, образовавшимся на этой стадии, являлся гелий, который и тогда и теперь составляет 23 процента Вселенной, почти все остальное является водородом. Распространенность гелия может быть предсказана из теории Большого Взрыва, и ее экспериментальное подтверждение дает мощную поддержку этой теории.

Почти всем остальным элементам во Вселенной, для того чтобы увидеть дневной свет, пришлось ждать образования звезд. Здесь не место углубляться в этот раздел ядерной физики; достаточно сказать, что факт свечения звезд, и Солнца в том числе, говорит о том, что элементы все еще производятся (или, по крайней мере, производились около восьми минут назад). Астроном Артур Стенли Эддингтон (1882-1944) был первым, кто предположил, что горючим для звезд является энергия, освобождаемая, когда атомы водорода сталкиваются и сплавляются вместе, образуя гелий.

Звезды являются очень опасными объектами, как можно предполагать, исходя из того, что в этих свирепо раскаленных шарах, подвешенных в небе, происходит неограниченный нуклеосинтез. Они не горят ровно, как каминная растопка, медленно угасая в конце. У них бурная история, в которой ядерные реакции идут в оболочках, погруженных глубоко внутрь звезды, эти оболочки растут, сжимаются, рушатся и разражаются вспышками энергии, которые могут прорывать внешние слои звезды и извергаться в пространство.

Бурная история жизни звезды начинается с облака газа. Стянется облако под действием гравитации в звезду или нет, зависит от множества факторов, включая плотность, температуру и массу. Минимальная масса облака при заданных температуре и плотности, из которого может образоваться звезда, называется массой Джинса, по имени астрофизика Джеймса Джинса (1877-1946), который исследовал и строил теории возникновения звезд. Разреженные облака с низкой плотностью, обычно устойчивые по отношению к гравитационному коллапсу, не образуют звезд. Плотные облака, однако, будут испытывать коллапс, и для типичного облака, состоящего из водорода и гелия, масса Джинса эквивалентна массе примерно семнадцати солнц. Однако, когда облако коллапсирует в себя, его плотность возрастает, масса Джинса уменьшается, и, вместо образования только одной огромной звезды, более мелкие области облака могут сами испытать гравитационный коллапс, так что фрагменты облака образуют скопление более мелких звезд. Потенциальные звезды, имеющие массу, равную одной десятой массы нашего Солнца, являются недостаточно горячими для того, чтобы начались ядерные реакции, являются мертворожденными: они никогда не светят. Потенциальные звезды, имеющие массу, примерно в девяносто раз большую массы Солнца, неустойчивы: они начинают осциллировать и распадаются. Поэтому все звезды имеют массы между этими двумя значениями.

Газ, которому предназначено сформировать звезду — главным образом водород и гелий, — свободно падает к общему центру. Когда атомы падают, они сталкиваются друг с другом, и эти столкновения вызывают повышение температуры. Наступает стадия, когда температура в коллапсирующем облаке становится столь высокой, что ядра сталкиваются достаточно сильно для того, чтобы сплавиться вместе и образовать гелий, а ядра гелия, сталкиваясь друг с другом, образуют более тяжелые элементы. Для звезд примерно на 20 процентов более массивных, чем Солнце, температура может подняться даже выше. Выше, чем примерно 20 миллионов градусов, частицы двигаются так быстро, что протоны могут успешно образовывать ядра с более высокими зарядами, такие как углерод, азот и кислород, и освобождать энергию при объединении.

Звезды, более крупные, чем приблизительно восемь солнц, имеют бурное будущее. Температура в этих гигантах может возрасти до такой степени (примерно до 3 миллиардов градусов), что возникает «кремниевое горение», в котором ядра гелия сливаются с ядрами, близкими к кремнию, и постепенно строят более тяжелые элементы, проходя периодическую таблицу и образуя в конце железо и никель. Эти два элемента имеют самые устойчивые ядра из всех, и никакой дальнейший нуклеосинтез не приводит к высвобождению энергии. На этой стадии звезды имеют структуру, подобную структуре луковицы, в которой тяжелые элементы образуют железное ядро, а более легкие элементы входят в последовательность оболочек вокруг него (рис. 8.7). Продолжительность каждого из этих эпизодов критически зависит от массы звезды. Для звезд в двадцать раз массивнее Солнца эпоха водородного горения длится 10 миллионов лет, затем в глубоком ядре возникает гелиевое горение и продолжается миллион лет. Дальше горючее в ядре прогорает намного быстрее. Так, углеродное горение завершается через 300 лет, кислородное проходит за 200 дней, а на фазу кремниевого горения хватает выходных.

Рис. 8.7 Внутренняя структура типичной звезды с массой около пяти солнц на подходе к фазе красного гиганта с углеродно-кислородным ядром. Для наглядности радиусы внутренних оболочек увеличены относительно поверхности (белая полоска характеризует изменение масштаба).

Температуре в ядре теперь так высока, около 8 миллиардов градусов, что излучаемые фотоны обладают достаточной энергией и достаточно многочисленны, чтобы разорвать железное ядро на протоны и нейтроны, уничтожая всю работу ядерного синтеза, для достижения которого потребовались миллиарды лет. На этом шаге из ядра уходит энергия, и оно внезапно охлаждается. Теперь мало что поддерживает структуру ядра, и оно срывается в коллапс. Внешние части ядра свободно падают внутрь, и скорость сжатия может достигать 70 тысяч километров в секунду. За секунду объем размером с Землю сжимается до размеров Лондона. Это фантастически быстрое сжатие оказывается слишком быстрым для внешних областей звезды, они не могут поспеть за обвалом, и скоро звезда становится полой оболочкой с внешними областями, высоко подвешенными над маленьким сжавшимся ядром.

Коллапсирующее внутреннее ядро сжимается, затем вздрагивает и посылает ударную волну нейтрино сквозь продолжающую падение внешнюю часть ядра. Нейтринная вспышка разогревает внешнюю часть ядра и теряет энергию, создавая больший разброс в тяжелых ядрах, сквозь которые он проходит. При условии, что внешнее ядро не слишком толстое, за 20 миллисекунд после возникновения вспышка уходит к