— Солнечной системе — Земля казалась с самого начала одним из обычных, ничем не примечательных отпрысков.
Прошлое, настоящее и будущее Солнечной системы
Солнце — это звезда. По своим размерам, массе, температуре поверхности, световому потоку Солнце принадлежит к числу наиболее распространенных, типичных для нашей Галактики звезд. Это сравнительно холодная желтая звезда (температура поверхности Солнца «всего» около 6000°) спектрального класса G2 —заурядное светило среди миллиардов звезд. На диаграмме Герцшпрунга — Рессела (рис. 1) графически изображена связь между светимостью звезды (зависящей от ее массы, размеров, температуры и характеризующейся абсолютной звездной величиной) и спектральным составом ее излучения (спектральный класс, обусловленный температурой поверхности звезды). Солнце, обозначенное крестиком, расположено в самой середине так называемой главной последовательности — сравнительно узкой полосы, протянувшейся от левого верхнего к правому нижнему углу диаграммы.
Но в недрах этой ничем не примечательной звезды вот уже 5 млрд. лет совершается таинство освобождения и излучения в мировое пространство гигантских количеств лучистой энергии. Этот процесс и есть главнейшая предпосылка возникновения, существования и развития жизни. Эволюция Земли, возникновение и прогресс жизни на ее поверхности есть частный случай, одно из многочисленных следствий существования нашего светила, эволюции солнечной системы.
Как и другие звезды, Солнце, очевидно, возникло из газопылевого облака межзвездной материи под влиянием взаимного притяжения частиц. Силы всемирного тяготения довольно быстро (по астрономическим масштабам) превращают такое облако в относительно плотный и непрозрачный газовый шар. По мере гравитационного сжатия (а силы тяготения тем больше, чем больше масса шара) давление и температура в центральных областях будущей звезды довольно быстро растут. Газовый шар начинает светиться. Но только тогда, когда разогрев его недр запускает термоядерную топку, когда в процессе самосожжения водорода начинает освобождаться внутриядерная энергия, а светимость и температура газа резко возрастают,— газовый шар становится звездой. При этом давление и температура в ее недрах достигают величин, препятствующих дальнейшему гравитационному сжатию. Размеры звезды становятся стабильными.
Если температура поверхности Солнца не превышает 6000° С, то в его центральных областях она достигает 15—25 млн. градусов. Каждую секунду Солнце излучает 4·1033 эрг световой энергии, что соответствует превращению 600 млн. т водорода в гелий. И это самосожжение продолжается с постоянной интенсивностью не менее 4,5 млрд. лет! Таковы масштабы процесса, которому мы с вами обязаны жизнью. Конечно, масса Солнца огромна, выражается поистине астрономическими цифрами: 2,00·1033 г или 2,00·1027 т, что соответствует 333 343 массам Земли. За миллиарды лет существования Солнца лишь доли процента этой гигантской массы улетучились в виде излучения. Но, разумеется, всему есть предел. Устойчивое свечение звезды за счет термоядерных реакций не может продолжаться бесконечно долго. То Солнце, которое мы видим и можем изучать — это только один из этапов в биографии звезды, период в ее миллиардолетней истории.
Вещество наружных слоев звезды вследствие относительно низкой температуры и слабого перемешивания о веществом ядра в термоядерных реакциях не участвует. Высокое содержание водорода (и гелия) в нем сохраняется неизменным. В центральных же областях звезды водород и гелий постепенно выгорают, выделение термоядерной энергии начинает уменьшаться и, наконец, прекращается. Одновременно нарушается устойчивое равновесие между силами тяготения и силами внутреннего давления, которое миллиарды лет поддерживало стабильное существование и свечение звезды. Противодействие силам тяготения становится недостаточным — ядро звезды начинает сжиматься и по мере уплотнения разогревается.
Термоядерные реакции продолжаются в сравнительно тонком слое между горячим и плотным ядром звезды и сравнительно холодными, разреженными периферическими слоями. Дальнейшие судьбы ядра и периферии звезды различны. Размеры звезды и ее светимость постепенно возрастают: она становится красным гигантом, вступает в период нестабильности, сравнительно быстрой эволюции. Когда термоядерные реакции исчерпывают себя, то в тонком слое, окружающем плотное ядро, звезда как бы «сбрасывает» свою наружную оболочку. Периферические слои звезды удаляются с большей или меньшей скоростью от ядра и через несколько десятков тысяч лет рассеются в мировом пространстве. Так за стадией красного гиганта возникает планетарная туманность, а после рассеивания ее наружной оболочки остается очень горячая небольшая плотная звезда. Постепенно остывая, она превращается в белый карлик — заключительный этап эволюции звезд.
Такова общая схема. Скорости прохождения отдельных этапов зависят главным образом от первоначальной массы звезды. Те многочисленные звезды нашей Галактики, масса которых больше Солнца хотя бы па 15—20%, эволюционируют значительно быстрее Солнца. Многие из них уже достигли стадии белого карлика. А если масса звезды превышает определенную критическую величину (примерно в 1,5 раза больше солнечной), ее развитие оказывается еще более бурным. Выгорание водорода и гелия в центральных областях массивных звезд приводит к более интенсивному гравитационному сжатию и завершается грандиозной космической катастрофой. Сбрасывание оболочки такой звезды происходит в форме взрыва, во время которого светимость, яркость звезды внезапно возрастает в десятки и сотни тысяч раз. На месте скромной и малозаметной звездочки (в силу ее отдаленности от Земли) вдруг вспыхивает яркая звезда, свет которой может конкурировать даже с полной Луной. Такие звезды астрономы называют сверхновыми.
Древние китайские летописи рассказывают, что в 1049 г. произошла вспышка ярчайшей звезды. В современные телескопы удалось рассмотреть в том участке неба, где когда-то зажглась сверхновая, так называемую Крабовидную туманность. В центре се сияет довольно яркая звезда, а оболочка (собственно, туманность) разлетается от нее с такой скоростью, что обратный расчет подтверждает: эта туманность действительно образовалась в середине XI в.
Взрыв сверхновой — это гигантский термоядерный котел, в котором рождаются тяжелые элементы (расположенные дальше в таблице Менделеева, чем железо), не образующиеся в недрах звезд в обычных условиях. Взрыв звезды разбрасывает осколки ее вещества, часть которых затем под влиянием сил тяготения вновь стягивается в одно тело и дает начало новому светилу — звезде второго поколения, масса которой существенно меньше первоначальной. Поскольку возраст нашей Галактики — около 20 млрд. лет, некоторые ее звезды могли пройти даже два-три и более подобных периода взрывного уменьшения массы, пока она не достигла значения ниже критического. Благодаря спектральным исследованиям ученые обнаружили в составе Солнца почти все элементы таблицы Менделеева, в том числе и более тяжелые, чем железо; это позволяет думать, что наше светило — звезда второго поколения.
Расчеты ученых показывают, что по крайней мере еще 6 млрд. лет Солнце будет устойчиво и стабильно излучать энергию. Только примерно через 8 млрд. лет оно станет красным гигантом. Но еще задолго до того, как раскаленные слои красного чудовища, в которое превратится когда-то наше доброе Солнце, поглотят все околосолнечное пространство с орбитами Меркурия, Венеры и Земли, все живое на Земле будет сожжено тысячекратно возросшим смертоносным потоком излучения. К тому времени, когда Земля перестанет быть уютным жилищем для людей, человечество, несомненно, сумеет осуществить переселение на планеты более молодых звездных систем, отыщет или создаст условия для своего дальнейшего нормального существования и развития.
