Звезды рождаются, эволюционируют, питая Вселенную энергией, полученной из ядерных реакций, а затем умирают, мгновенно и ярко вспыхивая или медленно угасая.

11 июля 1991 года, Эль-Пескадеро, штат Нижняя Калифорния, Южная Мексика:

Частичное солнечное затмение, которое, в конце концов, сменилось полным, продолжалось больше часа. Несмотря на то, что закрывалась все большая часть Солнца, это происходило настолько медленно, что глаза успевали привыкнуть. Уменьшение дневного света стало заметно, лишь когда закрылось более девяноста процентов солнечного диска — за пятнадцать минут до того момента, как наступило полное затмение.

Из-за уменьшившегося количества солнечного света, попадавшего на участок Земли размером с диаметр Луны, то июльское утро было необычайно прохладным для Мексики. К десяти часам утра температура поднялась всего лишь до отметки в семьдесят градусов, а по мере увеличения затемненной поверхности Солнца начала медленно снижаться. Когда дневной свет, наконец, заметно ослаб, воздух казался почти холодным. Поверхность океана выглядела тусклой и унылой, но не имела того синевато-серого отблеска, который появляется в облачный день Кучевые облака неслись над отдаленной цепью гор, напоминая быструю смену кадров, возникающую при перемотке пленки.

Внезапно дюны покрылись странной темной рябью, какая бывает на дне бассейна в полдень. Рябь, покачиваясь, медленно перемещалась по песку Эти призрачные полоски, одно из редчайших природных явлений, возникли в результате особого сочетания растущей части Солнца и необычной турбулентности верхних слоев атмосферы. Полоски сохранялись менее минуты, после чего словно испарились. Ветер усилился.

В оставшуюся минуту небо темнело с каждой секундой. Воздух внезапно наполнился летучими мышами, которые, обманувшись неестественными сумерками, вылетели из своих укрытий. Солнце, случайно попавшееся на глаза смельчаку, на миг производило впечатление звездообразной точки. Когда до полного затмения оставалось секунд пять, его черная тень пронеслась над водой со скоростью, превышающей тысячу миль в час.

На смену звездному образу Солнца пришел диск Луны, занявший его место. Последняя, быстрая, сверкающая вспышка света промелькнула, когда солнечный свет пробился через впадину лунного лимба. Наступило полное затмение, показались звезды, а расплывчатая электрическая голубая корона дугой отделилась от черного диска.

Драматическое явление полного солнечного затмения волнует нас столь глубоко, потому что человеческая цивилизация полностью зависит от света и тепла, которыми обеспечивает нас Солнце. Солнце запустило развитие жизни на нашей планете и продолжает поддерживать нашу биосферу. Мы вполне осознаем: что бы мы ни делали на Земле, это ни малейшим образом не повлияет на Солнце, — и это понимание придает нам странное спокойствие. Солнце будет светить завтра. Оно будет светить в каждый из оставшихся дней нашей жизни и еще долго-долго после нашей смерти. Однако оно не будет светить вечно.

Из двенадцати миллиардов лет, отпущенных нашему Солнцу, прошла почти половина. В следующие шесть миллиардов лет или около того Солнце истощит запасы водорода, имеющиеся в его ядре, и его длительная борьба с гравитационной силой вступит в новую, бесперспективную фазу. Как только содержание водорода упадет до критического значения, ядро Солнца сожмется под действием своего собственного веса, а поверхностные слои начнут раздуваться в направлении орбиты Венеры. В ходе этого процесса поверхность Солнца испустит достаточное количество излучения, чтобы полностью стерилизовать Землю.

Судьба Солнца имеет очевидные следствия для нашего собственного долгосрочного будущего. Однако в более универсальном масштабе Солнце — это всего лишь одна звезда из миллиарда триллионов ей подобных, расположенных в пределах нашего космологического горизонта. Сейчас эти сверкающие звезды — самые важные составляющие Вселенной. Звезды освещают ночное небо и образуют галактики. Звезды создали кислород, кремний и железо, из которых, в основном, состоит Земля. Свет звезд предоставляет нам большую часть информации, которой мы располагаем относительно современного состояния нашей Вселенной. Таким образом, мы живем в эпоху звезд, которая будет продолжаться еще сто триллионов лет, пока обычные, существующие за счет горения водорода, звезды будут сверкать в главной роли.

 

Образование галактик

После фейерверков первых трех минут Вселенная вступила в фазу относительного застоя. На протяжении следующих трехсот тысяч лет космическое пространство было заполнено практически невыразительным морем, состоявшим из ядер водорода и гелия, фотонов и свободных электронов, находившихся в состоянии постоянного взаимодействия, называемого тепловым равновесием. В эту мирную эпоху Вселенная расширялась и остывала. Но всюду проникающее море света препятствовало росту каких бы то ни было структур. В этом пламенном пространстве не было ни галактик, ни звезд, ни планет, ни жизни. Единственным отличием, нарушавшим монотонность Вселенной, были чрезвычайно малые возмущения фоновой плотности. Эти возмущения были следами ранней Вселенной, сохранившимися, скорее всего, от фазы инфляции, которая теперь осталась в далеком прошлом.

Эта незамысловатая эпоха завершилась внезапно, когда Вселенная остыла до температуры порядка трех тысяч градусов Кельвина. При этой температуре электроны и атомные ядра способны объединиться, образуя обычные атомы, главным образом водород. По мере расширения Вселенной падает энергия моря фонового излучения. Как только температура излучения падает, фотоны внезапно утрачивают энергию, необходимую для отделения электронов от ядер, вследствие чего частицы объединяются, образуя нейтральные атомы. После этого объединения море фотонов уже почти не взаимодействует с веществом и беспрепятственно струится сквозь космическое пространство. Недавно образовавшиеся атомы водорода и гелия теперь могут коллапсировать под влиянием сил гравитации. В результате этого коллапса возникают огромные скопления звезд, газа и прочего вещества, которые мы сейчас называем галактиками.

Основная составляющая процесса образования галактики концептуально достаточно проста: под действием гравитации вещество собирается в структуры галактических размеров. Галактики, наблюдаемые сегодня, коллапсировали из областей, которые изначально были лишь немного плотнее соседних с ними областей. Грубо говоря, когда начинает коллапсировать немного более плотная область, имеющая массу галактики, процесс рассеивания и охлаждения останавливает этот коллапс, как только вещество приближается к структуре галактического размера. Большинство областей, в которых имелся зачаток галактики, обладали небольшой степенью вращения, т. е. некоторой величиной кинетического момента. Поскольку в процессе сжатия кинетический момент сохраняется, естественным образом формируются вращающиеся дискообразные структуры. Эти галактические диски демонстрируют великолепные рисунки в виде спиралей, с которыми у нас часто ассоциируются галактики, как показано на рис. 6.

Рис. 6. Огненный космический шар, возникший в Большом взрыве, содержал отдельные области, которые были слегка плотнее остальных. Мы можем наблюдать свидетельство этих возмущений плотности в виде ряби космического микроволнового фонового излучения (первый рисунок). Впоследствии более плотные области коллапсируют, образуя листы и нити; этот процесс был смоделирован на компьютерах (второй рисунок). В конце концов, эти листы и нити распадаются на кусочки и коллапсируют далее, образуя галактики и их скопления, которые мы наблюдаем сегодня (третий рисунок)

Галактики населяли Вселенную почти с самого начала эпохи звезд. Располагая такими инструментами, как космический телескоп Хаббла, мы фактически можем увидеть галактики такими, как они выглядели, когда Вселенной был всего лишь миллиард лет. Возможность такого ясного ретроспективного взгляда обусловлена конечным временем распространения света. Например, мы смотрим на туманность Андромеды, едва заметную в особенно темные осенние вечера и напоминающую размытый светящийся клочок неба, и свет, который мы видим, был испущен звездами этой галактики около двух миллионов лет назад. Этот свет шел до наших глаз дольше, чем люди существуют как вид. С помощью более мощных телескопов для наблюдения за более отдаленными галактиками мы можем буквально взглянуть в прошлое: увидеть прошлую историю нашей Вселенной. Свет звезд от самых далеких известных нам галактик шел до нас дольше удвоенного возраста Земли!

 

Образование звезд

Первые звезды родились примерно в то же время, что и первые галактики. В нашу эпоху звезды образуются из молекулярных облаков — огромных скоплений молекулярного газа, имеющегося в галактических дисках. Эти облака, нередко содержащие массу миллиона Солнц, гораздо плотнее и холоднее окружающего их межзвездного газа. Звездные «инкубаторы» в близлежащих молекулярных облаках типа туманности в созвездии Орла, изображенной на первом кадре рисунка 7, обеспечивают среду, в которой мы можем наблюдать процесс образования звезды в действии.

Рис. 7. На первом этапе образования звезды из центральных областей молекулярных облаков (схематически изображенных на первом кадре) конденсируются протозвезды. В результате коллапса центра молекулярного облака возникает центральная протозвезда, окруженная диском, который изображен здесь в виде компьютерной модели (второй кадр). Этот диск начинается с большого количества массы и создает спиральные волны плотности (третий кадр), которые притягивают к звезде еще большее количество газа. По истечении нескольких сотен тысяч лет оставшееся вещество диска может породить новую планетарную систему (схематически изображенную на четвертом кадре)

Звезды рождаются в результате коллапса центральных областей молекулярного облака — небольших сгустков, рассеянных по гораздо большему объему облака. Эти центральные области пронизаны магнитными полями, обеспечивающими жизненно важный источник давления, которое удерживает центральные области от гравитационного коллапса. Однако центральные области не могут существовать в таком виде неопределенно долго. Магнитные поля постепенно движутся наружу, а центральные области становятся все более плотными. Как только магнитные поля покидают центр, он становится слишком плотным и тяжелым, чтобы продолжать свое существование, тогда и приходит время для быстрой фазы коллапса. Вскоре, после того как начинается неизбежная коллапсическая катастрофа, в самом центре коллапса возникает небольшая, существующая благодаря давлению, протозвезда. Из этого звездного семечка вырастет настоящая звезда.

Центральные области молекулярного облака, из которых рождаются звезды, никогда не пребывают в состоянии полного покоя: они чрезвычайно медленно вращаются, совершая около одного поворота в миллион лет. Это медленное вращение придает системе существенный кинетический момент. Чтобы сохранить его значение, в момент коллапса центр молекулярного облака должен вращаться еще быстрее. В результате не вся его масса уходит непосредственно в рождающуюся звезду. Значительная часть вещества собирается вокруг образующейся звезды в виде сопутствующего околозвездного диска, размер которого примерно равен размеру нашей Солнечной системы. Этот небулярный диск, состоящий из газа и пыли, создает среду, весьма благоприятствующую образованию планет.

В фазу основного коллапса центральную протозвезду и ее небулярный диск окружает направленный внутрь газопылевой поток. Эта падающая оболочка достаточно плотна, чтобы почти полностью закрыть внешний вид образующейся звезды. Исходное видимое излучение, испущенное центральной звездой, перерабатывается так, что образующиеся звезды можно наблюдать лишь в инфракрасной части спектра, невидимой для человеческого глаза. По этой причине по-настоящему образующиеся звезды однозначным образом распознали только в восьмидесятые годы двадцатого века, когда их открытие стало возможным благодаря успехам, которых достигла инфракрасная технология.

По мере эволюции протозвезды увеличивается как ее масса, так и мощность излучения. Образующаяся звезда создает сильный звездный ветер, который пробивается сквозь плотную завесу газа, падающего на ее поверхность. Совершив первый прорыв, этот направленный наружу поток собирается в узкие струи, но большая часть газа, текущего вблизи звезды, по-прежнему направлена в центр. Однако постепенно поток, направленный наружу, расходится раструбом и начинает расчищать завесу падающего вещества. Со временем звезда начинает выходить из центра окружающего ее молекулярного облака. В конце концов, поток, направленный наружу, полностью отделяет молодую солнечную систему от ее родительского центра — родилась новая звезда. В течение следующих нескольких миллионов лет эта новая солнечная система сохраняет свой околозвездный диск, в котором планеты медленно собираются в иноземные миры.

Несмотря на то, что новорожденные звезды светят очень ярко, изначально они не обладают нужной внутренней конфигурацией, которая позволила бы им генерировать энергию в процессе термоядерного превращения водорода в гелий. В начале своей жизни звезды извлекают большую часть своей энергии из гравитационного сжатия. Когда звезда сжимается, ее центр нагревается, в результате чего, в конце концов, начинается горение водорода. Начало непрерывных реакций ядерного синтеза знаменует собой завершение образования звезды.

 

Прямо здесь и прямо сейчас

По прошествии более десяти миллиардов лет, затраченных на образование галактик и звезд, мы попадаем в настоящий момент. Читая эти слова, вы сидите где-то на поверхности (или, быть может, около нее) планеты диаметром в восемь тысяч миль, которая вращается по орбите самой обычной звезды. Здесь полезно сделать паузу и окинуть критическим взглядом то, что нас окружает.

Интересную перспективу можно получить, пролетев над своим домом на самолете. Можно увидеть кусочек Земли, служащий средоточием вашей повседневной жизни. Каждый из нас очень близко знаком с той частью планеты, которая пересекается с нашими каждодневными делами: быть может, это неровное покрытие на каком-то отрезке шоссе, кора дерева на заднем дворе или тенистые бетонные «ущелья», зияющие между небоскребами. Пролетая над всем этим, можно увидеть, как эти личные микромиры встраиваются в общую поверхность Земли. Пригород сменяется полями, а скоростные магистрали, извиваясь, растворяются вдали. Этот взгляд с высоты птичьего полета наводит на мысль о масштабе Земли и подтверждает, что мы живем на поверхности гигантской сферы.

А теперь давайте совершим гигантский мысленный скачок. Вообразите, что вся Земля размером всего лишь с песчинку. Отдельная песчинка велика лишь настолько, что ее можно увидеть; большая песчинка велика лишь настолько, что ее едва можно пощупать. Это сжатие Земли до размера песчинки сродни уменьшению в сто миллиардов раз. В этом масштабе Солнце имеет размер десятицентовой монеты, а расстояние от Солнца до Земли равно примерно пяти футам. Венера и Меркурий — это еще две песчинки, расположенные между Землей и Солнцем. Юпитер имеет размер малой горошины и располагается на расстоянии двадцати шести футов от Земли. Плутон, самая удаленная планета нашей Солнечной системы, существует на расстоянии двухсот футов.

Далее, сделаем второй, более понятный скачок. Представьте, что Солнце размером с десятицентовую монету сжимается до размера песчинки. Земля, уменьшенная в то же количество раз, превращается в микроскопическую частицу, а ее орбита представляет собой окружность диаметром около одного дюйма. Расстояние до Плутона сокращается до двух футов. В этом масштабе ближайшая звездная система — содержащая Проксиму Центавра и Альфу Центавра А и В — находится на расстоянии двух миль. Звезды в Галактике подобны песчинкам, которые разделяет расстояние, исчисляемое милями. Вряд ли можно переборщить, говоря о крайней пустоте современной нам Галактики. И при этом Галактика в миллион раз плотнее Вселенной в целом.

В нашей Галактике содержится около ста миллиардов звезд. Если мы продолжим представлять, что каждая звезда имеет размер песчинки, то все звезды Галактики можно вместить в обычную коробку из под обуви. Однако звезды не толпятся рядом друг с другом. Чтобы лучше прочувствовать размер Галактики, нам следовало бы рассеять нашу коробку песка по расстоянию, отделяющему Землю от Луны. В самом деле, фотография Галактики может создать ошибочное впечатление. Сияющее и вращающееся звездное колесо на такой фотографии — это результат продолжительной экспозиции, полученной с помощью большого телескопа. На самом деле, галактики, даже самые близкие, типа туманности Андромеды, настолько тусклы, что их едва можно разглядеть на черном небе невооруженным глазом.

Совершив третье мысленное сжатие масштаба, мы можем обрести ощущение размера всей видимой Вселенной. Представьте, что наш галактический диск сдулся до размера обеденной тарелки. В таком масштабе туманность Андромеды имеет размер второй обеденной тарелки и находится в подвешенном состоянии в нескольких метрах от первой. Галактики распределяются во всех направлениях и иногда образуют скопления. Галактики и их скопления группируются, образуя нитевидные стены, окружающие скудно заселенные пустоты, размер которых достигает километра. Вся видимая Вселенная простирается на многие километры во всех направлениях. В настоящее время в видимой Вселенной содержится примерно столько галактик (от десяти до ста миллиардов), сколько в одной большой галактике насчитывается звезд. Таким образом, число звезд в видимой Вселенной аналогично числу песчинок в пустыне, изображенной на рисунке 8.

Рис 8. Количество песчинок на этой фотографии примерно равно числу звезд, лежащих в пределах всей нашей видимой Вселенной в текущую космологическую эпоху

Видимая Вселенная представляет собой пределы того, что мы можем наблюдать в настоящее время, но она не включает в себя весь космос. И хотя области, лежащие за пределами видимой Вселенной, слишком далеки, чтобы повлиять на нас, они все же существуют и, вероятно, содержат аналогичные типы звезд и галактик. По мере старения Вселенной наш космологический горизонт расширяется и видимая Вселенная увеличивается. Таким образом, с течением времени нашему взгляду открываются все большие просторы космоса.

 

Знакомство с кастой звездных объектов

Современная Вселенная кишит звездами, и в Галактике постоянно образуются все новые и новые звезды. Но далеко не всем газовым сферам уготована участь звезды. Истинные звезды ограничиваются довольно узким диапазоном масс от одной десятой массы Солнца до приблизительно ста солнечных масс (где выражение солнечная масса обозначает массу нашего Солнца).

Чтобы поддерживать термоядерные реакции, которые происходят в недрах звезд, газообразные небесные тела должны содержать, по крайней мере, восемь процентов массы Солнца. Эпоха звезд изобилует неудавшимися звездами, которые обычно называют коричневыми карликами; они слишком малы, чтобы генерировать ядерную энергию. Везде, где рождаются истинные звезды, также стремятся образоваться и коричневые карлики. Коллапс центра молекулярного облака, в результате которого они возникают, придает им тускло-красное сияние, и многие миллиарды лет они медленно остывают, в конечном итоге сливаясь с окружающей тьмой. Коричневые карлики эффективно хранят необработанное водородное топливо. Эта инвестиция принесет дивиденды, когда наступит эпоха распада. Тогда коричневые карлики превратятся в самые значительные хранилища водорода, вследствие чего непременно возрастет их цена.

На другом конце этого диапазона масс расположились звезды, масса которых более чем в сто раз превышает массу нашего Солнца, — они крайне неустойчивы. Как только образуется чрезвычайно массивная звезда, она неизбежно подвергается саморазрушению. Эта звезда либо генерирует так много энергии, что буквально разлетается на части, либо под действием собственного веса подвергается катастрофическому коллапсу и превращается в черную дыру.

Разрешенный диапазон масс звезд намного меньше потенциально возможного. Звезды живут в галактиках, имеющих массы порядка ста миллиардов (1011) солнечных масс, причем звезды состоят из атомов водорода, массы которых равны примерно 10-24 или 10-57 масс Солнца. Таким образом, в принципе, галактики могли бы создавать объекты в диапазоне от 10-57 до 1011 масс Солнца, т. е. значения в диапазоне масс могли бы изменяться с коэффициентом 1068! И все же звезды существуют только в диапазоне масс, значения в котором могут изменяться лишь с тысячным коэффициентом.

Столь скромному диапазону звездных масс можно противопоставить огромный диапазон масс земных форм жизни. Бактерия туберкулеза имеет размер около одного микрона, а следовательно, масса ее приблизительно равна 10-12 граммов. На другом конце спектра — голубые киты, имеющие массу около миллиарда граммов. Самые большие растения (например, непрерывная осиновая роща) и самый большой из известных грибов (подземный образец, растянувшийся на несколько миль на Верхнем полуострове штата Мичиган) могут достигать еще больших масс. Отдельные земные организмы простираются на более двадцати одного порядка по массе, т. е. в диапазоне, намного превышающем диапазон масс, отпущенный звездам.

На протяжении всей эволюционной фазы, связанной с горением водорода, массивные звезды светят намного ярче маленьких звезд. Звезда, масса которой в десять раз превышает солнечную (например, звезда Спика в созвездии Девы), в десять тысяч раз ярче Солнца, тогда как обычная малая звезда, масса которой равна всего лишь одной пятой массы Солнца (как, например, звезда Барнарда, почти красный карлик), тусклее более чем в сто раз. В силу того что массивные звезды светят настолько ярче и излучают больше энергии, чем их двойники с более низкой массой, именно они вносят основной вклад в общую мощность излучения галактики. В нашем ночном небе, к примеру, из пятидесяти самых ярких звезд все, кроме одной, имеют массу, превышающую массу Солнца.

Поскольку почти все звезды, которые можно увидеть невооруженным глазом, тяжелее Солнца, можно подумать, будто Солнце — достаточно маленькая звезда. Это предположение несмотря на всю свою разумность, попросту ошибочно. Из пятидесяти ближайших известных звезд Солнце занимает очень почетное четвертое место, и, вследствие этого, оно достаточно велико. Звезды с более низкой массой, главным образом красные карлики, масса которых не достигает даже половины массы нашего Солнца, численно преобладают в популяции звезд. Большая часть массы всей звездной популяции также содержится именно в этих звездах. Однако несмотря на свою вездесущность, более легкие соседи Солнца остаются практически незамеченными в небе. Их скудное излучение бледнеет по сравнению с редкими и более далекими массивными звездами.

Мы можем высказаться более точно в отношении масс звезд. Распределение, характеризующее процентное отношение звезд, которые рождаются в каждой части диапазона звездных масс, называется начальной функцией масс. Это распределение масс определяет мощность излучения галактик, их химическое содержание и, в конечном итоге, реестр звездных остатков, относящихся к концу эпохи звезд.

На протяжении всей своей молодости звезды ведут себя подобно пироманьякам, беспрестанно превращая водород в гелий в ходе реакций горения. Звезды с более низкой массой поглощают отведенное им водородное топливо крайне экономно и проживут очень долго. Массивные звезды, напротив, сгорают быстро и эффектно. В самом деле, красного карлика можно было бы сравнить с крайне бедным и скупым отшельником, который из года в год копит деньги и практически ничего не тратит. Наиболее массивные звезды, напротив, весьма напоминают богатых и расточительных наследников, которые самым бесстыжим образом за одни выходные проматывают состояние, исчисляемое многими миллионами долларов.

Рис. 8а

По мере того как раскрывается долгосрочное будущее звезд, фундаментальную роль начинают играть их базовые характеристики: масса, светимость и температура. Одним из наиболее практичных методов отображения хода звездной эволюции является диаграмма Герцшпрунга-Рессела — частная разновидность графа, которую в начале двадцатого века независимо друг от друга создали астрономы Генри Норрис Рессел и Эйнар Герцшпрунг. Диаграмма Герцшпрунга-Рессела выражает связь между светимостью, или мощностью излучения, откладываемой по вертикали, и температурой звезды, откладываемой по горизонтали. По историческим причинам значения температуры по горизонтальной оси откладываются в обратном направлении, так что увеличение происходит справа налево.

На данной диаграмме Герцшпрунга-Рессела мощность излучения звезд увеличивается к верхней части диаграммы, а температура поверхности звезд — к левой части диаграммы. Здесь изображены пятьдесят ближайших звезд, причем их физические размеры выражены через размеры сфер. Обратите внимание, что большинство ближайших соседей Солнца — небольшие звезды (называемые красными карликами), а следовательно, Солнце светит достаточно ярко по сравнению с большинством его соседей.

Когда мы отображаем на диаграмме Герцшпрунга-Рессела различные звезды, многие из них оказываются вдоль четко определенной линии, называемой главной последовательностью. Это не простое совпадение. Звезды, входящие в главную последовательность, имеют такую внутреннюю конфигурацию, которая позволяет поддерживать термоядерные реакции превращения водорода в гелий. Большую часть своей жизни звезды проводят именно в этом состоянии, поддерживающем горение водорода, вследствие чего в пределах главной последовательности находится подавляющее большинство звезд.

 

Судьба Солнца и Земли

С точки зрения обитателя Земли, самым острым вопросом эволюции звезд является будущее, уготованное нашему Солнцу. Солнце светит неизменно в силу того, что его центральная область достаточно горяча и плотна, чтобы поддерживать ядерные реакции преобразования водорода в гелий (см. рисунок 9). Ядерный синтез — это именно тот процесс, в результате которого в термоядерной бомбе происходит высвобождение колоссального количества энергии. Поскольку процесс ядерного синтеза происходит в недрах Солнца, а не на атолле Бикини, Солнце надежно управляет процессом превращения своего водорода в гелий. Ядерный синтез, происходящий в недрах Солнца, является саморегулирующимся, в том смысле, что в его результате вырабатывается ровно столько энергии, сколько необходимо для компенсации непрекращающегося гравитационного сжатия. В отсутствие ядерного синтеза Солнце сжалось бы за несколько миллионов лет, превратившись в очень горячего и плотного белого карлика.

Рис. 9. Стандартная протон-протонная цепочка, изображенная на этом рисунке, — одна из главных последовательностей термоядерных реакций, с помощью которых Солнце вырабатывает свою энергию. Окончательным результатом этого процесса является превращение четырех протонов в одно ядро гелия плюс высвобождение дополнительной энергии, остающейся для питания Солнца

Согласно датированию по радиоактивным изотопам самые старые метеориты, а значит, Солнце и планеты, образовались четыре с половиной миллиарда лет назад. После образования нашей Солнечной системы Солнце продолжало сжиматься на протяжении еще нескольких миллионов лет, пока его ядро не стало горячим настолько, чтобы начались реакции горения водорода. Таким образом, эти ядерные реакции питают Солнце на протяжении последних четырех с половиной миллиардов лет. Температура центра Солнца равна шестнадцати миллионам градусов Кельвина. Пока что в гелий превратилась примерно половина всего водорода, который имеется в центре Солнца. В увеличившейся центральной области остается достаточно водорода, чтобы Солнце продолжало светить на протяжении еще шести миллиардов лет. Полная мощность его излучения должна постепенно возрастать по мере увеличения концентрации гелия в его центре. Это увеличение светимости невозможно заметить за время жизни человека. И все же через шесть миллиардов лет Солнце будет светить примерно в два раза ярче, чем сегодня.

Более яркое и горячее Солнце имеет серьезные последствия для жизни на Земле. Как только возрастет поток солнечной энергии, попадающей на Землю, усилится глобальное потепление вместе с его неприятными побочными эффектами. Как только потеплеет вода в океанах, в ней уменьшится содержание растворенного диоксида углерода (углекислого газа). Снижение содержания диоксида углерода в воде приведет к возрастанию его содержания в воздухе. И хотя содержание углекислого газа в атмосфере незначительно, такое увеличение его концентрации будет иметь серьезные последствия.

Когда солнечный свет достигает Земли, некоторая часть его энергии отражается назад в космическое пространство. Солнечный свет, достигающий Земли, нагревает ее поверхность, которая после этого излучает обратно инфракрасный свет. Атмосфера с повышенным содержанием углекислого газа и водяного пара весьма прозрачна для видимого солнечного света, но почти непроницаема для исходящего инфракрасного излучения. Результирующее влияние попадания в атмосферу избыточного количества углекислого газа в некотором смысле аналогично помещению крышки на кастрюлю с кипящей водой. Тепло, поступающее в кастрюлю, никак не может найти выхода из нее.

Этот так называемый парниковый эффект может превратиться в порочный круг. В результате нагревания океанов высвобождается углекислый газ и образуется водяной пар, что приводит к дальнейшему потеплению, которое, в свою очередь, выбрасывает еще большее количество газа в атмосферу. Развивается неустойчивость. Как только этот стремительный парниковый эффект усиливается, океаны испаряются полностью и ошпаривают Землю, стерилизуя ее атмосферу. И хотя теплолюбивые бактерии могут пережить начальные стадии наступающей жары, вымирание, в конечном итоге, грозит всем формам жизни. Тяжелая туча, нависшая над Землей, может отразить достаточное количество солнечного света, чтобы отсрочить надвигающуюся катастрофу, но массовое вымирание неизбежно. Через несколько миллиардов лет наш мир, сейчас такой зеленый и цветущий жизнью, станет весьма похож на современную Венеру с жуткой атмосферой, созданной стремительным парниковым эффектом.

Оптимизм вселяет лишь тот факт, что, когда Земля и ее климат погибнут от перегрева, Марс будет медленно нагреваться и превратится в более гостеприимное место. Через шесть миллиардов лет количество солнечной энергии, поглощаемое поверхностью Марса, вырастет до того уровня, который получает Земля в наши дни.

Несмотря на то, что уже двукратного увеличения яркости Солнца, вероятно, будет достаточно, чтобы жизнь на Земле погибла в пару, это скромное увеличение мощности — всего лишь начало огненной старости Солнца. После того как весь водород, содержащийся в недрах Солнца, будет преобразован в гелий, процесс термоядерного синтеза продолжится в том слое материала, который находится как раз над центральной частью Солнца. Поскольку температура центра Солнца слишком мала, чтобы переплавлять гелий в более тяжелые элементы, его ядро утратит источник энергии, в силу чего оно не сможет более выдерживать вес поверхностных слоев Солнца. Гравитационная катастрофа, которая произойдет в результате, будет сжимать ядро до тех пор, пока центральное давление не уступит непрерывному стремлению к сжатию. Когда ядро сожмется, температура центральной области, соответственно, повысится. Тепло, высвобожденное более горячим ядром, перейдет в верхние слои, где ускорятся реакции термоядерного синтеза. Истощенное гелиевое ядро продолжит сжиматься, и мощность излучения Солнца будет неуклонно расти.

Как ни парадоксально, по мере увеличения светимости Солнца температура его поверхности снижается. Сегодня температура поверхности Солнца достигает почти шести тысяч градусов Кельвина. Однако когда Солнце раздуется до размеров красного гиганта, температура его поверхности упадет почти до трех тысяч градусов Кельвина, а его цвет станет таким же красным, как у пожарной машины. Это охлаждение поверхности происходит потому, что избыточная энергия, выработанная вблизи солнечного ядра, частично остается в средних его слоях. Эти слои вынуждены расширяться, и Солнце эволюционирует, становясь ярче, больше, краснее и холоднее, чем тот желтый шар, который мы видим сегодня.

Поскольку выработка энергии Солнцем непрерывно возрастает, эта недавно увеличившаяся звезда создает сильные ветры. С солнечной поверхности исторгаются потоки энергетических частиц. Эти ветры напоминают более скромный солнечный ветер, наблюдаемый в наши дни, но они уносят куда больше вещества. Когда Солнце превратится в красного гиганта, из-за этого мощного ветра оно, возможно, потеряет более четверти своей массы. По мере испарения Солнца сила его гравитационного притяжения ослабнет и Земля постепенно отодвинется на орбиту большего радиуса, загибающуюся где-то неподалеку от современного положения Марса. Остальные планеты тоже соскользнут на большие орбиты.

Примерно через миллиард лет после того, как в центре Солнца закончатся запасы водорода, его истощенное ядро станет настолько плотным, что основное давление будет создавать вырожденный электронный газ. Термин «вырожденный» употребляется здесь в квантово-механическом смысле. Вырождение электрона — это, прежде всего, следствие принципа неопределенности Гейзенберга. Когда электроны вынуждены занимать меньшие объемы, чем прежде, возрастают их скорости и увеличивается создаваемое ими давление. Звездный объект, существующий благодаря такому давлению вырожденного газа, называют белым карликом; его размер приблизительно равен радиальному размеру Земли. Расширяющийся красный гигант, в сущности, состоит из центрального белого карлика, окруженного чрезвычайно насыщенной и разреженной звездной атмосферой. Крошечный белый карлик в центре имеет значительную массу — почти половину массы Солнца. Таким образом, ядро достигает абсолютно невероятной плотности, приблизительно в миллион раз превышающей плотность воды.

Сильному сжатию ядра, создающему столь неестественно плотное состояние, способствуют два любопытных свойства вырожденного вещества. Во-первых, если к белому карлику добавляется некоторая масса, то этот дополнительный материал приводит к уменьшению радиуса белого карлика. Такое поведение в корне отличается от поведения обычного вещества. Если к планете типа Земли, которая, в сущности, представляет собой большой камень, добавить вещество, то это дополнительное вещество увеличит радиус планеты. В случае же с белым карликом все происходит наоборот: по мере того как к нему добавляется больше массы, его радиус неизменно уменьшается.

Второе необычное свойство появляется при нагревании вырожденного вещества. Повышение температуры не вызывает ни расширения этого вещества, ни увеличения давления. Подобное поведение опять-таки полностью противоречит поведению обычных газов, которые при нагревании увеличивают свое давление и стремятся расшириться. Нагревание вырожденного ядра до более высоких температур не приводит ни к чему, что хоть как-то снизило бы чрезвычайно высокие плотности газа.

Когда температура в центре красного гиганта достигает ста миллионов градусов, в вырожденном ядре начинается новая цепочка термоядерных реакций. Ядра гелия превращаются в углерод. Скорость этого образования углерода чрезвычайно чувствительна к температуре. Совсем небольшое повышение температуры приводит к огромному увеличению скорости протекания термоядерных реакций. Эта острейшая чувствительность, вкупе с нежеланием вырожденного ядра увеличивать давление, приводит к тому, что превращение гелия в углерод выходит из-под контроля. Ядро красного гиганта быстро превращается в колоссальную гелиевую бомбу. На короткий промежуток времени энергопроизводительность красного гиганта становится сравнимой с совокупной мощностью излучения всех звезд Галактики. Этот гигантский всплеск энергии, называемый гелиевой вспышкой, обладает такой мощностью, что переводит плотное ядро из состояния вырожденности в более крупную и устойчивую конфигурацию.

После того как гелиевая вспышка выведет солнечное ядро из состояния вырожденности, Солнце вступит в относительно устойчивую фазу, когда превращение гелия в углерод остается под контролем. Из-за энергии, образовавшейся в результате гелиевой вспышки, центральная область Солнца больше не будет сжатой и вырожденной. В этом новом состоянии Солнце не может поддерживать конфигурацию раздутого красного гиганта. На пике фазы красного гиганта Солнце будет светить в две тысячи раз ярче, чем сегодня. Однако как только воспламенится гелий, уменьшатся размеры Солнца и его светимость, но увеличится его температура. Относительно спокойный период горения гелия продолжается около ста миллионов лет. В это время Солнце будет светить в сорок-пятьдесят раз ярче, чем сегодня, а его поверхность будет на тысячу градусов холоднее. Температура на Земле вновь снизится до нескольких сотен градусов Цельсия, и поверхность нашей планеты, возможно, вновь затвердеет. На новой земной коре вряд ли останутся какие-то следы геологии, биологии и цивилизаций, которые когда-то украшали поверхность этой планеты.

 

Потерявшаяся в пространстве

Пока Солнце проходит свой жизненный цикл, биосфере Земли суждено полностью разрушиться из-за стремительного парникового эффекта через два миллиарда лет. И хотя эта будущая катастрофа не является для нас неотложной проблемой, подобная перспектива все же может на кого угодно нагнать тоску. Способна ли земная жизнь как-нибудь пережить неизбежное увеличение светимости Солнца?

В знаменитом стихотворении Роберта Фроста одни считают, что мир погибнет от огня, другие же утверждают — что от холода. Принимая во внимание астрономическую обстановку, у Земли есть небольшой шанс избежать огненной ярости Солнца, превратившегося в красного гиганта, сместившись со своей орбиты и очутившись в полном одиночестве в ледяных глубинах космоса. Другие звезды, обитающие в нашей Галактике, регулярно проходят неподалеку от нашего Солнца и, в принципе, могут наткнуться на внутреннюю часть нашей Солнечной системы Если это невероятное событие все же произойдет, разрушительное гравитационное следствие такого столкновения запросто может вытеснить Землю с ее орбиты и даже из Солнечной системы. Таким образом наш мир мог бы избежать огненной смерти, но тогда он лицом к лицу оказался бы перед будущим, скованным льдом.

Вероятность того, что в следующие два миллиарда лет какая-нибудь звезда пройдет достаточно близко, чтобы вытолкнуть Землю с ее орбиты, составляет примерно одну сто тысячную. Хотя в нашей Галактике содержится огромное количество звезд, они настолько разбросаны в космическом пространстве, что значительные столкновения звезд происходят крайне редко. Вспомните, что если бы Солнце сжалось до размеров песчинки, ближайшая звезда оказалась бы на расстоянии нескольких миль от него. В таком масштабе самые близкие звезды двигались бы с чрезвычайно медленной скоростью, проходя относительно Солнца один или два фута в год. В галактике, где столь далекие друг от друга звезды двигаются так медленно, случайные их столкновения крайне редки

Один шанс из ста тысяч — вероятность довольно маленькая, и все же люди регулярно выстраиваются в очередь за лотерейными билетами, хотя шанс выиграть в лотерею куда меньше. Посмотрим, что может случиться, если какая-нибудь проходящая звезда бесцеремонно отделит Землю от Солнца. На рис. 10 изображена типичная последовательность событий, которые произойдут, если красный карлик пройдет через Солнечную систему. Согласно приведенному здесь сценарию Земля немного нагреется, когда будет проходить рядом с красным карликом, вторгнувшимся в Солнечную систему. Самые тусклые красные карлики светят настолько слабо, что температура Земли не успеет значительно измениться за время короткого сближения с такой звездой. Однако подобная встреча вызовет ужасные приливы и поднимет в океанах невероятно громадные волны. Так что, если не принимать во внимание несколько недель грандиозного серфинга, близкое прохождение красного карлика подействует, в основном, как гравитационная «рогатка». В этом случае Земля внезапно окажется удаляющейся от Солнца с высокой скоростью.

Рис. 10. На данной компьютерной модели изображена реакция Земли, Луны и Солнца на вторжение красного карлика, масса которого равна одной четвертой массы Солнца. Согласно предсказаниям этой модели Земля будет выброшена из Солнечной системы с огромной скоростью. Однако вероятность того, что нечто подобное произойдет прежде, чем Солнце превратится в красного гиганта, очень мала: всего лишь одна сто тысячная (1 из 10 5 )

Двигаясь с такой скоростью, через несколько лет Земля пересечет орбиту Плутона и покинет Солнечную систему. По мере того как Солнце будет уменьшаться в небе, температура поверхности планеты будет медленно, но неуклонно снижаться. Джунгли, прилегающие к Амазонке, покроются инеем, а тропические растения замерзнут в опускающихся на Землю финальных сумерках. Через год Солнце будет выглядеть подобно сияющей зведообразной точке, на вид совершенно неспособной согревать. Океаны мало-помалу растратят свои запасы тепла и постепенно превратятся в ледяные глыбы. Температура поверхности будет неумолимо падать. Очень скоро вся планета погрузится в вечный глубокий холод, несравнимый даже с антарктической зимой. При 77 градусах Кельвина сконденсируется и в виде дождя выпадет на твердую заснеженную поверхность азот, из которого, главным образом, состоит атмосфера. Жидкий азот будет стекать вдоль речных русел, собираться на замерзших водоемах и, в конечном итоге, ляжет на застывшую поверхность океанов слоем толщиной в несколько футов. Атмосферный кислород тоже выпадет из застывшего неба, открыв взору холодных мертвых городов далекие звезды.

Однако в самых недрах Земли эти изменения будут практически незаметны. Самые глубокие океанические впадины останутся незамерзшими. Вдоль среднеокеанической гряды продолжит функционировать, словно ничего не случилось, подводная горная цепь, опоясывающая земной шар, — эта странная паутина форм жизни, что существуют в экосистемах, окружающих гидротермальные источники. Эти сообщества питаются теплом вулканов, действующих в недрах Земли, и нисколько не зависят от солнечного света. Безразличные к потере Солнца, эти сообщества, обитающие в окрестности гидротермальных источников, будут процветать, пока не прекратится геологическая активность Земли, хотя их характер весьма и весьма изменится, как только уменьшится поступление кислорода. Геологической активностью управляет тепло, которое выделяется при распаде радиоактивных элементов (например, урана), поэтому она будет продолжаться миллиарды лет, много дольше, чем осталось жить нашему Солнцу. Как это ни смешно, жизнь на Земле может действительно просуществовать дольше, если наша планета покинет Солнечную систему.

Для биофилов перспектива анаэробных бактерий и, возможно, кольчатых червей, столпившихся около геотермальных источников, безусловно, представляется более радужной, чем полная тепловая пастеризация всей планеты. И все же эта ледяная кончина, какой бы ни была вероятность ее наступления, не слишком утешительна. Выигрыш, который можно получить благодаря лотерее, хоть и менее вероятен, но все же возможен, и в случае его получения является хорошей компенсацией. Рассмотрим, например, такой исход: Земля не будет выброшена в глубокий космос, а перейдет на пригодную для жизни орбиту вторгшегося в Солнечную систему красного карлика. При таком благоприятном стечении обстоятельств жизнь на Земле вполне смогла бы существовать и развиваться в течение триллионов лет.

Однако крайне маловероятно, что во время прохождения одиночной звезды вблизи Земли произойдет такой удачный обмен. Такая вероятность значительно повышается, если наша Солнечная система столкнется с двойной или тройной звездой. Подобная встреча ничуть не менее вероятна, чем столкновение с одиночной звездой, поскольку двойными или тройными являются более половины всех звездных систем.

Близкое прохождение трех звезд — крайне сложное предприятие, и его исход находится в достаточно чувствительной зависимости от начальных скоростей и положений этих звезд. На рис. 11 изображен один из возможных исходов. В данном случае Земля переходит на эллиптическую орбиту красного карлика. Вероятность подобного спасения Земли представляется ничтожной: один шанс на три миллиона.

Рис. 11. На этой компьютерной модели изображен исход столкновения двойного красного карлика с нашей Солнечной системой. Красный карлик будет отброшен к Солнцу, а Земля почти сразу же отскочит к меньшей звезде и останется с ней на протяжении трех оборотов. Чуть больше чем через тысячу лет Земля вновь вернется к Солнцу, где будет оставаться на протяжении следующих 6500 лет и испытает много сложных сближений с другими звездами. Через 7500 лет Землю захватит более крупный карлик, и вскоре после этого данная звезда покинет Солнечную систему. Земля окажется на эллиптической орбите, которая вполне может сгодиться для жизни. Вероятность того, что подобный захват произойдет прежде, чем Солнце превратится в красного гиганта, равна одной трех миллионной

 

Судьба массивных звезд

Природа гибели звезды зависит от ее массы. Одиночным звездам с массами, превышающими половину массы Солнца, но не достигающими восьмикратной его массы, суждено разделить его судьбу. В конце жизни они извергают гигантские количества горячих газов (которые называют планетарными туманностями) и превращаются в белых карликов, состоящих, главным образом, из углерода и кислорода. И только лишь звезды с массой, превышающей восемь солнечных, имеют температуры центров достаточно высокие, чтобы в результате реакций ядерного синтеза получились еще и другие элементы. Этим массивным звездам уготован более драматический конец.

Для пущей ясности рассмотрим, что происходит со звездой, масса которой в пятнадцать раз превышает солнечную. Жизнь такого объекта в виде звезды чрезвычайно коротка; такая звезда сжигает свои запасы водорода, превращая его в гелий, за какие-то десять миллионов лет. Затем она легко поджигает образовавшийся гелий еще до того, как электроны ее центральной области превратятся в вырожденный газ, и незадолго до того, как истощатся запасы гелия ядро звезды состоит, главным образом, из углерода и кислорода. Температура такого ядра превышает сто миллионов градусов, а его плотность примерно в тысячу раз больше плотности воды (1000 граммов на кубический сантиметр). Когда запасы гелия в центре истощатся полностью, ядро начнет сжиматься под действием своего собственного веса. Плотность повысится до 100 000 граммов на кубический сантиметр, а температура приблизится к миллиарду градусов.

Когда температура ядра массивной звезды превысит миллиард градусов, звезда окажется перед новым вызовом в ее непрерывной борьбе с гравитационным сжатием. При таких высоких температурах образуются непомерные количества нейтрино. В силу того что появляющиеся нейтрино не могут взаимодействовать со звездой, они испускают энергию в пространство, но не создают дополнительного давления, которое могло бы удержать звезду от коллапса. В итоге, из-за этих потерь нейтрино, не вся энергия, которая образуется в результате реакций ядерного синтеза, идет на удержание звезды от гравитационного коллапса. Таким образом, потери нейтрино ускоряют конец массивных звезд.

Когда температура центра массивной звезды достаточно высока, чтобы инициировать ядерное горение углерода, сжатие и нагревание ядра ненадолго прекращаются. Углерод загорается, когда объединяются два его ядра, что приводит к образованию возбужденного ядра магния. Это ядро магния может распасться несколькими различными способами, в результате чего получаются неон, кислород, натрий и магний. Широкий диапазон продуктов, образующихся в результате ядерного синтеза, типичен для сложных поздних стадий ядерного горения.

Одна из причин того, почему большую часть своей жизни звезды проводят, сжигая водород, состоит в том, что превращение водорода в гелий является самой экзотермической ядерной реакцией. Преобразование водорода в гелий сопровождается гораздо большим высвобождением энергии на грамм материала, чем, скажем, превращение углерода в магний. Уменьшение количества энергии, образующейся при последующих циклах преобразования легких элементов в более тяжелые, вкупе с необходимостью гораздо более высоких температур и энергии, гарантирует, что поздние фазы ядерного горения не будут продолжаться долго. В случае со звездой, масса которой в пятнадцать раз превышает массу Солнца, горение углерода продолжается всего несколько тысяч лет. После того как будет израсходован весь углерод в центре звезды, ядро должно сжаться и снова нагреться.

По завершении фазы горения углерода структура эволюционирующей массивной звезды несколько напоминает луковицу. Ряд отдельных слоев изображает области с различным химическим составом: от неон-кислород-магниевого ядра звезды до поверхностных слоев, содержащих необработанный кислород. Внизу каждого слоя фронт горения воспламеняет ядерный пепел, образовавшийся в результате реакций термоядерного синтеза, проходящих в ближайшем из верхних слоев (см. диаграмму на рис. 12).

Рис. 12. На этой диаграмме приводится схематическое строение звезды большой массы на поздней стадии ее эволюции — всего за несколько минут до вспышки сверхновой. Каждый «луковичный слой» представляет слой продуктов ядерного горения вокруг центрального инертного железного ядра. Здесь показана только центральная область звезды; остальная ее часть состоит из толстой оболочки, образованной несгоревшим водородом

В центре эволюционирующей массивной звезды в ходе сложной цепочки ядерных реакций кислород и неон быстро превращаются в кремний, серу и еще более крупные ядра. Эти ядерные реакции продолжают создавать более тяжелые элементы до тех пор, пока не образуется значительный запас железа. Однако, как только в ядре звезды станет преобладать железо, появится новая проблема. Преобразование железа в еще более тяжелые элементы (например, серебро или золото) не только не сопровождается высвобождением энергии, но и требует ее поглощения. Звезда, ядро которой стало железным, уже не может получать энергию из реакций ядерного синтеза. Умирающее железное ядро, имеющее плотность около десяти миллиардов граммов на кубический сантиметр и температуру свыше миллиарда градусов, уже не способно сопротивляться действию сил гравитации и начинает сжиматься.

Гравитационный коллапс происходит очень быстро. За одну секунду внутренние области сжимаются до колоссальных плотностей, приближающихся к 1014 граммам на кубический сантиметр. Если бы до такой плотности сжалась Земля, то ее диаметр сократился бы до четверти мили! Сразу после начала коллапса температура повышается настолько, что фоновое тепловое излучение разрушает ядра железа, из которого состоит ядро звезды. С таким трудом образовавшиеся ядра железа сначала распадаются на ядра гелия, также называемые α-частицами, и только потом на протоны и нейтроны. Процесс фотодиссоциации лишает ядро тепловой энергии, которая, в противном случае, могла бы предотвратить коллапс. Кроме того, тепловые фотоны обладают энергией, достаточной для взаимодействия друг с другом с целью образования электрон-позитронных пар, что только ухудшает положение звезды. Вспомним, что позитрон — антиматериальный партнер электрона. Несмотря на то, что эти пары обычно аннигилируют, образуя фотоны, иногда они создают пары нейтрино-антинейтрино, которые излучаются в космическое пространство, унося с собой еще больше энергии ядра.

Когда плотность ядра приближается к 1014 граммам на кубический сантиметр, свободные электроны и протоны объединяются, образуя нейтроны и нейтрино. Этот густой нейтронный туман напоминает одиночное гигантское ядро. По мере дальнейшего развития коллапса этот гигантский нейтронный шар обычно достигает состояния максимальной плотности, а потом снова расширяется Это расширение посылает через звезду невероятно мощную взрывную волну.

Коллапс железного ядра массивной звезды, за которым следуют расширение при ядерных плотностях и вызванная им взрывная волна, называется сверхновой. Во многих случаях взрывная волна настолько сильна, что разрывает наружные слои звезды на части. Тяжелые элементы (включая золото, свинец и уран) синтезируются во время самого взрыва, а различные элементы, образованные на более ранних стадиях ядерного горения, вновь возвращаются в межзвездную среду.

В центре вспышки сверхновой может сохраниться плотное ядро, состоящее из нейтронов, — так называемая нейтронная звезда. Или же, если ядро в несколько раз превышает массу Солнца, оно может коллапсировать в черную дыру. Образование черной дыры является решительной победой гравитации в ее непрерывной борьбе с термодинамикой и производством энтропии. Однако существует и еще одна возможность. Если достаточно массивная звезда претерпит сильный взрыв, в результате которого будет исторгнуто много звездного вещества, то от этой звезды не останется ничего. Такой вариант развития событий является безоговорочной победой энтропии.

Вспышки сверхновых — самое драматическое событие звездной эволюции. На короткое мгновение, в момент коллапса железного ядра, колоссальные температуры и плотности в центре звезды возвращаются к условиям, которые преобладали в первые мгновения существования первичной Вселенной. Соответственно, вспышка сверхновой сопровождается впечатляющим выбросом энергии. На одну-единственную секунду количество энергии, произведенное сверхновой, конкурирует с полной энергией, испущенной всеми звездами нашей видимой Вселенной На протяжении нескольких дней после вспышки сверхновой ее остаточное свечение сохраняется таким же ярким, как и свечение галактики, которую умирающая звезда считала своим домом.

 

Судьба звезд с низкой массой

Один астроном, работавший в Обсерватории Южно-Африканской республики в Йоханнесбурге в 1916 году, сообщил об открытии тусклой звезды в южном созвездии Центавра. Эта (во всех других отношениях ничем не примечательная) звезда, слишком тусклая, чтобы ее можно было увидеть невооруженным глазом, привлекла его внимание, потому что медленно изменяла свое положение по отношению к другим звездам, находящимся в той же части неба. Это движение указывало на то, что данная звезда вполне может быть близким соседом Солнца, и в 1917 году это предположение получило экспериментальное подтверждение. Оказалось, что расстояние до этой звезды составляет всего 4,3 световых лет: она находилась ближе к Солнцу, чем любая другая известная звезда. Ее чрезвычайная тусклость, несмотря на столь близкое расположение, в сущности, придавала ей статус наименее светящейся звезды, известной астрономии на тот момент. Сейчас мы знаем, что Проксима Центавра, как ее впоследствии назвали, — это всего лишь один из миллиардов красных карликов, населяющих нашу Вселенную.

На сегодняшний день эти красные карлики — самые распространенные звезды, и от Солнца они отличаются в нескольких отношениях. Масса Проксимы составляет около пятнадцати процентов солнечной, ее средняя плотность в несколько раз превышает плотность свинца, а мощность ее излучения — в четыреста раз слабее, чем у нашего Солнца. Но даже это весьма скромное количество энергии с трудом отделяется от плотных недр звезды. Центр Проксимы настолько непроницаем, что излучение не может эффективно перенести всю энергию, вырабатываемую в ходе синтеза, на поверхность звезды. Чтобы донести свой слабый свет до поверхности, Проксиме приходится прибегать к конвекции — процессу, в ходе которого турбулентное движение звездного газа физически уносит энергию от центра звезды. В обыденной жизни конвекцию можно наблюдать в кастрюле с водой, нагреваемой на плите. Горячая вода закипает вблизи центра кастрюли, отдает часть своего тепла и возвращается на дно. Это взбалтывание и перемешивание воды весьма напоминает конвекционные движения, благодаря которым в звездах с низкой массой осуществляется перенос энергии.

В конвекции принимает участие почти вся внутренняя область Проксимы, вследствие чего звездное вещество постоянно перемешивается. К примеру, ядро гелия, образовавшееся в самом центре звезды, где происходят реакции ядерного горения, вполне может попасть в поверхностные области звезды за относительно короткий промежуток времени. Такая свобода движения прямо противоположна ситуации, существующей на Солнце, ядро которого является скорее излучающим, нежели конвективным. Гелий, образующийся в центре Солнца, никогда не удаляется от места своего образования. Таким образом, ядро Солнца постепенно накапливает гелий, тогда как исходный состав удаленных от него областей остается неизменным. Звезда низкой массы типа Проксимы является полностью конвективной и сохраняет доступ ко всему начальному запасу водородного топлива. Полная конвекция, вкупе с небольшой выработкой энергии, позволяет красным карликам сохраняться в почти неизменном состоянии в течение еще долгого времени после того, как звезды с более высокой массой превратятся в белых карликов или погибнут во вспышках суперновых.

В силу того что красные карлики имеют доступ почти ко всему имеющемуся у них водороду, они живут невероятно долго. Самые маленькие звезды, масса которых равна около одной десятой массы Солнца, светят в тысячу раз тусклее Солнца. Ядерная светимость звезды, в конечном итоге, получается путем прямого превращения некоторой части звездного вещества в энергию согласно знаменитой формуле Эйнштейна Е = mс 2 . Каждое ядро гелия имеет несколько меньшую массу, чем четыре ядра водорода, из которых оно образуется. Точный дефицит массы составляет семь десятых процента; четыре ядра водорода весят в 1,007 раз больше одного ядра гелия. При преобразовании одного грамма водорода в гелий за одну секунду высвобождается 630 миллиардов ватт — этого хватит, чтобы автомобиль с мощностью двигателя в триста лошадиных сил ездил целый месяц. Запасы водорода, которыми располагает новорожденный красный карлик с массой, равной одной десятой массы Солнца, могут поддерживать его неизменное свечение на протяжении четырнадцати триллионов лет, что примерно в тысячу раз превышает настоящий возраст Вселенной. При выработке энергии звезда теряет соответствующее количество массы. Для красного карлика эта потеря массы аналогична полностью загруженному товарному поезду, который непрерывно увозит вещество с его поверхности со скоростью сто миль в час.

Пока что за всю историю Вселенной красные карлики просто не имели достаточно времени, чтобы эволюционировать дальше самых первых фаз, когда звезда существует за счет горения водорода. По этой причине, если не считать самых общих оценок времени их жизни, характеру их смерти почти не уделялось внимания. Тем не менее судьба Галактики — в руках красных карликов. После того как более массивные звезды растратят свое ядерное топливо и умрут в юном возрасте, красные карлики продолжат светить. Эти маленькие звезды будут кружиться в пространстве триллионы лет, и все это время в них беспрерывно будет происходить конвекция, они будут медленно сжиматься и постепенно становиться ярче. Таким образом, красные карлики играют важную роль в долгосрочной эволюции Галактики.

Рассмотрим долгосрочную эволюцию звезды с самой низкой массой, составляющей всего восемь процентов массы Солнца. По мере медленного истощения исходного запаса водорода звезда нагревается и сжимается. Светимость звезды увеличивается в десять раз, а температура ее поверхности — более чем в два раза. Через одиннадцать триллионов лет, когда звезда сожжет девяносто процентов своего исходного запаса водорода, конвекция в центральной области, наконец, прекращается. После этого звездная эволюция ускоряется, и звезда быстро сжигает те запасы водорода, которые еще остались в ее центре. Несмотря на то, что теперь звезда состоит из гелиевого ядра и окружающей его оболочки, образованной продуктами ядерного горения, ей не хватает мощности, чтобы превратиться в красного гиганта. Вместо этого, по мере нагревания и уменьшения красный карлик превращается в голубого карлика. После того как звезда потратит более девяноста восьми процентов исходного запаса водородного топлива, ядерное горение прекращается и звезда начинает остывать, постепенно превращаясь в белого карлика, состоящего почти из одного чистого гелия. Звезды, массы которых не превышают двадцати процентов массы Солнца, эволюционируют по этому же сценарию.

Несколько большая звезда, масса которой составляет около четверти солнечной, быстрее теряет конвективное ядро. Внутри звезды создаются такие условия, которые быстро приводят к понижению температуры поверхности звезды по мере увеличения ее светимости, и звезда эволюционирует в красного гиганта. Звезды, рожденные с четвертью солнечной массы, — это самые маленькие звезды, которые впоследствии превращаются в красных гигантов.

Когда массивные звезды умрут, не оставив после себя должной замены, большую долю общего светового излучения Галактики будет производить огромное скопление стареющих красных карликов. Их слабое, но неизменное увеличение светимости будет поддерживать в Галактике свечение, эквивалентное свету миллиарда Солнц на протяжении триллионов лет. Например, звезда с массой, равной 0,2 массы Солнца, по прошествии триллиона лет будет иметь такую же светимость и температуру поверхности, что и наше Солнце сегодня. Если бы эта звезда каким-то образом могла поменяться местами с нашим Солнцем в центре Солнечной системы, Земля и другие планеты внезапно оказались бы на свободных гиперболических орбитах (из-за разности масс), но яркость и цвет такой звезды в небе ничем не отличались бы от нашего Солнца.

Многие звезды с низкой массой проживают продолжительный период, во время которого они сжимаются и становятся горячее, но их общая светимость остается приблизительно постоянной. Для звезды, масса которой равна 0,16 массы Солнца, эта фаза начинается сразу после того, как все ядро превратилось в чистый гелий и фронт горения водорода начинает продвигаться к поверхности. В этот период, длящийся более пяти миллиардов лет, звезда имеет относительно постоянную светимость, равную приблизительно одной трети светимости нашего сегодняшнего Солнца. Эта теплая фаза устойчивой светимости длится достаточно долго, так что на любых планетах, расположенных в подходящем для этого месте, может развиться жизнь. Вспомним, что здесь, на Земле, простые одноклеточные организмы эволюционировали в людей менее чем за четыре миллиарда лет. В эту эпоху звезда достигает максимальной яркости. До этого позднего периода теплого свечения любые планеты, которые могли сопровождать эту звезду, погибли бы от холода, пока звезда в течение триллионов лет пребывала бы на эволюционной стадии конвекции.

По мере старения Галактики и смены звездных поколений концентрация тяжелых элементов в межзвездном пространстве неуклонно возрастает. В результате в далеком будущем звезды будут содержать больше ядер тяжелых элементов, чем современные. Это грядущее увеличение примесей снижает минимальную массу, которую должна иметь звезда, чтобы поддерживать горение водорода. Когда уровень примесей достигнет значения, в несколько раз превышающего современное солнечное, реакции водородного синтеза в своем ядре смогут поддерживать даже те звездные объекты, масса которых составляет всего четыре процента массы Солнца, причем в их атмосферах сконденсируются плотные ледяные облака. Эти странные замерзшие звезды могут похвастаться фактическими температурами, близкими к точке замерзания воды: нулю градусов Цельсия или 273 градусам Кельвина, — куда холоднее самых маленьких и холодных современных звезд. Так как эти бережливые объекты сжигают свое водородное топливо медленно, излучая в миллион раз слабее Солнца, они, соответственно, достигают огромного увеличения продолжительности своей жизни.

 

Поиск внеземной жизни

Планета, которая вращается по орбите относительно массивной звезды — например, Денеб в созвездии Лебедя, — вряд ли является местом обитания внеземной цивилизации. Звезда вроде Денеба, масса которого в десять раз превышает массу Солнца, живет всего десять миллионов лет, после чего погибает во вспышке сверхновой. Даже если по орбите Денеба вращается планета типа Земли, ее поверхность остается жидкой или полутвердой и подвержена сильному ионизационному излучению, которое исходит от кипящей поверхности звезды. Эта гипотетическая планета принадлежит к внесолнечной системе, которая находится в стадии мучительного образования. Интенсивный «обстрел» планеты планетозималями, метеоритами и кометами активно добавляет планете вещество и непрерывно изменяет ее климат. Подобная система еще слишком молода, чтобы на ней могла развиться хоть какая-то сложная жизнь, не говоря уже о разумной цивилизации.

О необходимости продолжительного времени, которое требуется для возникновения развитых цивилизаций, свидетельствуют два признака. Несмотря на то, что Земля существует уже 4,6 миллиарда лет, эволюционное восхождение человека произошло почти в самом конце этого периода. Первая же технологическая цивилизация на этой планете существует и того меньше — всего несколько сотен лет. Таким образом, в одном известном нам примере на развитие разума ушли миллиарды лет. Второй момент: у нас нет никаких указаний на существование других цивилизаций. В частности, с нами никогда не пытались связаться внеземные сообщества. Если бы технологические цивилизации могли развиться за короткие периоды времени, то можно было бы ожидать, что какая-нибудь относительно близкая звезда будет распространять сигналы, которые можно засечь. Каменное молчание свидетельствует о том, что для развития технологии требуется долгое время.

Какое сочетание возрастающих успехов приводит к появлению цивилизации и сколько времени требует каждый этап ее образования? Во-первых, должна зародиться примитивная жизнь. Под примитивной жизнью мы подразумеваем простейшие структуры, способные к воспроизведению себе подобных и естественному отбору. Согласно этому определению одной из форм примитивной жизни на Земле можно считать вирусы. Интересно, что вирусы, судя по всему, появились позднее, чем первые клетки. Как бы там ни было, примитивная жизнь появилась на Земле очень рано. Старейшие из известных осадочных пород свидетельствуют о том, что вблизи побережья Южной Африки жизнь процветала уже почти четыре миллиарда лет назад. Появление примитивной жизни на Земле заняло не более нескольких сотен миллионов лет — опасно короткий промежуток времени, составляющий лишь небольшой процент от современного возраста Земли.

Если бы все звезды имели массы, в три раза превышающие солнечную, они прожили бы всего полмиллиарда лет и жизнь в редком случае поднялась бы выше этих простейших одноклеточных организмов. По всей вероятности, галактика, заполненная звездами, имеющими тройную массу Солнца, крайне редко достигала бы второй важной вехи на пути к образованию технологической цивилизации, а именно: развития высокосложных клеток-эукариотов.

Для перехода на следующую ступень должна возникнуть сложность. Жизни на Земле потребовалось более трех миллиардов лет, чтобы развить фантастически сложный молекулярный механизм, действующий в современных клетках-эукариотах, к которым относятся и клетки человеческого тела. На протяжении большей части геологического времени жизнь пребывала, главным образом, на ступени одноклеточных организмов, постепенно становясь все более сложной на молекулярном уровне. Одноклеточная амеба, например, безмерно сложнее, чем одноклеточная коли-бактерия.

Если бы самые маленькие звезды в Галактике были на двадцать пять процентов тяжелее Солнца, максимальное время их жизни составило бы около трех миллиардов лет. В этом случае жизнь могла бы подняться выше ступени сложных одноклеточных организмов лишь на очень немногих планетах. Предположим, к примеру, что довольно близкая к нам звезда Процион, которая весит в 1,4 раз больше Солнца, имеет двойника Земли. В отдаленных океанах этой гипотетической планеты могла бы зародиться жизнь, при условии, что она сумела бы пережить фазы красного гиганта, в которого превратится белый карлик — звезда, парная Проциону. Даже во время нашего размышления над этим вопросом сложный молекулярный механизм вполне мог бы развиваться на Проционе аналогично тому, как два миллиарда лет назад это происходило на Земле. К сожалению, это чудесное эволюционное развитие вынуждено будет прекратиться раньше времени. Дни Проциона как обычной звезды, существующей за счет горения водорода, сочтены. Всего через несколько сотен миллионов лет этой звезде суждено раздуться в красного гиганта и самым эффективным образом стерилизовать любые на сегодняшний день обитаемые планеты в ее солнечной системе.

Третьим переломным событием, приведшим к развитию на Земле разумных существ, было появление многоклеточных организмов. Большие формы жизни, в которых согласованно функционируют клетки, выполняющие различные узко специальные функции, впервые появились около восьмисот миллионов лет назад, когда Земле было почти 3,8 миллиарда лет. Фауна Эдиакары, названная в честь австралийского нагорья Эдиакара, где были найдены самые известные ископаемые из этой эпохи, судя по всему, лишь весьма отдаленно похожа на современные растения и животных. Эти представители фауны Эдиакары, многие из которых напоминают подушки или надувные матрацы, очевидно, покачивались на поверхности океана или обитали в более глубоких его слоях и вели оседлую жизнь, получая питание путем фильтрации воды. Возможно, фауна Эдиакары — это альтернативное, в конечном счете, неудачное, эволюционное решение проблемы согласованного действия больших количеств клеток в одном организме. Быть может, эти экзотические организмы были уничтожены первыми хищными червеобразными предками современных фили животных.

Сложные животные восходят в своей родословной непосредственно к Кембрийскому взрыву, — который произошел 540 миллионов лет назад. За промежуток длиной всего в десять-двадцать миллионов лет интенсивный всплеск видообразования породил самых ранних известных представителей почти всех фили животных, которые в настоящее время имеются на нашей планете. Сочетание событий, приведшее к Кембрийскому взрыву, остается загадкой, и многие ключевые вопросы по сей день не получили ответа. Но что еще более важно, нам нужно знать, действительно ли эволюционный период продолжительностью в четыре миллиарда лет необходим для того, чтобы, главным образом, одноклеточные организмы достигли определенной точки, в которой стало возможным распространение сложных форм жизни. Был ли действительно необходим столь длительный промежуток времени или Кембрийский взрыв был всего лишь исходом случайной совокупности инициирующих событий, которые могли произойти в истории Земли и много раньше?

По сравнению с возрастом Земли, равным 4,6 миллиардам лет, эволюция от момента Кембрийского взрыва вплоть до появления нашего технологического общества произошла достаточно быстро. Было ли это достижение слепой удачей или возникновение разума было фактически гарантировано еще тогда, когда только появились сложные многоклеточные формы жизни? Нам это не известно. Но ответ на этот вопрос имеет решающее значение, в частности, для ведущихся поисков жизни за пределами нашей Солнечной системы. При рассмотрении большинства предположений о внеземном разуме сначала оценивается количество разумных цивилизаций, существующих в Галактике в данный момент. С помощью оценок такого рода делается попытка связать воедино многие аспекты астрономии, биологии и антропологии.

Чтобы оценить число звезд в Галактике, пригодных для жизни, можно взять в качестве примера Землю и потребовать, чтобы звезды жили, по меньшей мере, 4,5 миллиарда лет, что позволяет развитие разумных существ. Поскольку звезды должны жить относительно долго, они должны быть относительно маленькими. По этим сдерживающим меркам, самая большая звезда, способная прожить достаточно долго, содержит 1,15 солнечных масс. Кроме того, у звезды не должно быть пары, способной разорвать обитаемую орбиту. Вышеописанные требования не являются особо ограничивающими. Наша Галактика содержит около десяти миллионов подходящих звезд, а во всей Вселенной (в настоящем объеме ее горизонта) их насчитывается почти десять миллиардов триллионов (1022).

Далее, нужно определить процент пригодных для жизни звезд, у которых действительно имеются планетарные системы. До совсем недавнего времени этот процент был практически неизвестен, хотя обычно считалось, что это достаточно существенная величина. В последние несколько лет было определено число планетарных систем, находящихся за пределами нашей Солнечной системы. Столь быстрое открытие говорит о том, что планетарные системы — это естественный и обычный исход процесса образования звезды. По мере того как за пределами Солнечной системы открывают все новые и новые планеты, доля звезд, имеющих планеты, приближается к единице.

При этом лишь некоторая часть подходящих звезд с планетарными системами имеет на своей орбите планету земного типа, способную поддержать жизнь. И хотя на данном этапе рассуждения появляется неопределенность, согласно нашим настоящим теориям образования планет эта часть довольно велика. Образование планет земного типа не отличается сложностью. В нашей собственной Солнечной системе содержится четыре таких планеты. Смутно похожие на Землю планеты были обнаружены на орбитах нейтронных звезд. Каждую из планет-гигантов нашей Солнечной системы — Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун — сопровождает свита каменных лун, которые предположительно образовались в ходе процесса, аналогичного образованию планет, похожих на Землю. Принимая во внимание легкость образования каменистых планет, простая, но неумолимая статистика гласит, что на обитаемых орбитах должна иметься значительная их доля. Учитывая ограничивающее требование относительно диапазона, в который должен входить радиус обитаемой планеты, можно сказать, что подобные Земле планеты на пригодных для жизни орбитах имеются у одного процента подходящих для этого звезд.

Однако в отношении доли подобных Земле планет, на которых действительно возникает жизнь, имеющиеся оценки сильно разнятся. Один выдающийся астроном, сэр Фред Хойл, предположил, что шансы на это равны всего одному из 1040000. На противоположном конце спектра — более оптимистично настроенные ученые мужи дерзнули назвать вероятность один к одному. При столь различных оценках нам отчаянно нужны фактические данные. Самым впечатляющим свидетельством, потенциально относящимся к данному вопросу, является недавно выполненный анализ марсианского метеорита, на котором могли оказаться простейшие марсианские формы жизни. После того как этот кусок Марса был оторван от красной планеты из-за столкновения с метеоритом, он в течение многих лет летел через межпланетное пространство и, в конце концов, упал на Землю. Однако ученые так и не пришли к единому мнению относительно того, свидетельствует ли этот метеорит о том, что на Марсе есть жизнь. Каждое имеющееся на этом метеорите свидетельство в пользу существования жизни на Марсе может иметь также другое объяснение, никак не связанное с биологией. Более того, жизнь могла появиться в нашей Солнечной системе лишь однажды (на Марсе или на Земле) и потом распространиться во все возможные пригодные для нее области, расположенные по соседству. Возможен и такой вариант: жизнь возникла вообще за пределами Солнечной системы, как предположил Хойл. Согласно этому сценарию, который носит название панспермии, жизнь в наш мир принесла пролетающая мимо комета или астероид.

У нас есть неплохой шанс за время нашей жизни добиться успехов в решении этого жизненно важного вопроса. Если будущие миссии, отправленные на Марс, в конечном итоге, покажут, что на его теперь пустующей поверхности когда-то процветала жизнь, мы сможем определить, имеет ли марсианская биология то же происхождение, что и жизнь на Земле. Интересно было бы также опустить щуп под ледяную корку, покрывающую Европу, одну из лун Юпитера, и в жидкий океан, существующий под ней. Согласно современным научным представлениям воды океана нагреваются теплом приливов и могут поддерживать некоторую разновидность жизни. Открытие независимо развившейся жизни на Марсе или на Европе означало бы, что жизнь является вероятным исходом на любой пригодной для жизни планете. Однако если эти внеземные миры окажутся стерильными, этот вопрос, скорее всего, останется без ответа на протяжении еще долгого времени.

Кроме того, нужно провести границу между похожими на Землю планетами, на которых развиваются только простейшие формы жизни, и планетами, на которых развивается разумная жизнь, способная к межзвездному общению. Разумные виды могут появиться лишь на некоторой доле всех планет, поддерживающих жизнь вообще, и только некоторая часть этих разумных видов сможет поддержать межзвездное общение. Поскольку на Земле развитие от одноклеточных форм жизни до многоклеточных потребовало столь длинного промежутка времени, значит, на этой ранней стадии, вероятно, существует какое-то препятствие. С другой стороны, нет никаких указаний на то, что неизменное увеличение сложности одноклеточных организмов неизбежно приводит к многоклеточным формам жизни. Например, представители фауны Эдиакары вполне могли быть независимыми многоклеточными предшественниками, тогда как современные растения, животные и водоросли появились независимо от одноклеточных предков. Совокупность этих открытий весьма красноречиво свидетельствует в пользу гипотезы неизбежности.

Заключительной составляющей является время жизни развитой внеземной цивилизации в сравнении с временем жизни их родительской звезды. Для нашей Земли этот коэффициент в настоящее время очень мал. Хотя Земле уже 4,6 миллиардов лет, наша цивилизация посылает радиосигналы в космическое пространство на протяжении только одного века. Однако, в принципе, наше межзвездное общение может продолжиться и в далеком будущем. Согласно самому оптимистичному сценарию Земля может посылать радиосигналы до тех пор, пока Солнце не превратится в красного гиганта и не стерилизует наш мир. В этом случае Земля будет маяком межзвездного общения на протяжении приблизительно половины всей своей жизни.

Как же нам устранить из этого обсуждения все неопределенности? Наше знание в отношении астрономических составляющих быстро становится более полным. Мы с определенной долей уверенности можем сказать, что Галактика содержит около одного миллиарда пригодных для жизни планет. Однако какая часть этих гипотетических планет содержит разумную жизнь, способную к межзвездному общению, — вопрос, относящийся, скорее, к области буйных предположений, нежели обоснованных мнений. Одной из самых больших неясностей является число пригодных для жизни планет, на которых действительно зарождается хоть какая-то жизнь. История жизни на Земле говорит о том, что, как только начинается эволюция жизни, возникает определенная вероятность развития сложности, разума и даже технологии. Рискуя задним числом показаться безнадежно наивными, мы предполагаем, что жизнь возникает приблизительно на одной из десяти тысяч пригодных для этого планет. Складывая остающиеся факторы и допуская (хотя и не имея для этого достаточных оснований), что цивилизации, создавшие технологию, не уничтожат сами себя, мы полагаем, что всего в нашей Галактике около тысячи цивилизаций. Если эти цивилизации разбросаны в пределах галактического диска случайным образом, типичное расстояние между соседними цивилизациями составляет около трех тысяч световых лет.

Несмотря на то, что, согласно этой оптимистической оценке, Галактика может содержать достаточно большое число разумных сообществ, вероятность того, что мы скоро вступим с ними в контакт, остается крайне малой. Огромные расстояния, разделяющие звезды, обусловливают глубочайшую изоляцию этих сообществ. Предположим, что ближайшая разумная цивилизация находится от нас на расстоянии трех тысяч световых лет. Для сравнения, современная перепись ближайших звезд полностью включает только те звезды, которые расположены на расстоянии пятнадцати световых лет; астрономы постоянно обнаруживают новые — ранее неизвестные — красные карлики на удивительно близких расстояниях: от пятнадцати до тридцати световых лет. В пределах же трех тысяч световых лет — типичном расстоянии до внеземной цивилизации — от нас сокрыты миллионы звезд, которые еще только предстоит обнаружить. Соседняя инопланетная цивилизация вполне может посылать сигналы, содержащие столько же энергии, сколько излучает целая звезда, и, несмотря на это, оставаться совершенно незаметной. Безусловно, требования к энергии для межзвездного общения значительно уменьшаются, если рассматриваемая цивилизация использует направленный сигнал, посылаемый в четко определенном направлении. Недостаток такой стратегии состоит в том, что в этом случае в зону распространения сигнала попадает лишь небольшая часть неба. Так что итог не особенно хорош. Даже несмотря на то, что в нашей Галактике, в принципе, может существовать тысяча цивилизаций, для установления контакта с ними необходима изрядная доля везения.

 

Колонизация Галактики

Принимая во внимание вероятность существования жизни, разумной или нет, в других солнечных системах, рассмотрим возможность колонизации Галактики. При этом мы можем провести различие между процессами естественного происхождения и процессами, управляемыми разумом того или иного рода.

Даже в отсутствие управляющего разума жизнь может распространиться по галактике благодаря естественно происходящим событиям. Механизмом распространения жизни могли бы послужить метеоры или астероиды, которые сталкиваются с планетой, где есть жизнь, и улетают в космическое пространство, унося с собой семена жизни на новую планету в новой солнечной системе. Направления движения метеоров полностью определяет случай, вследствие чего они могут улететь в любом направлении. Вместо продвижения от одной точки к другой по прямой линии, которая, как известно, служит кратчайшим путем, жизнь распространяется случайными шагами и, в конце концов, удаляется от той планеты, где зародилась. Этот процесс, именуемый случайным блужданием, — довольно неэффективный способ передвижения.

Чтобы оценить время, которое потребуется для прохождения всей Галактики путем случайного блуждания, предположим, что Галактика простирается на тридцать тысяч световых лет, а длина шага, который делает несущий жизнь метеор, составляет несколько световых лет — типичное расстояние, разделяющее звезды. Метеоры или кометы, переносящие жизнь через межзвездные пустоты, двигаются со скоростью около тридцати километров в секунду — типичная случайная скорость звезд в галактическом диске (эта случайная скорость накладывается на упорядоченное движение звезд вокруг центра галактики). Согласно этому сценарию время, необходимое для случайного заселения галактики жизнью, составляет почти три триллиона лет, что приблизительно в триста раз превышает современный возраст Вселенной. Таким образом, жизнь вряд ли могла распространиться в нашей Галактике таким способом. Для сравнения, самопроизвольное развитие жизни требует куда меньше времени — около четырех миллиардов лет здесь, на Земле. Учитывая относительную молодость Вселенной и Галактики, самопроизвольное зарождение жизни видится гораздо более вероятным, чем ее распространение посредством случайных процессов.

Однако распространение жизни в Галактике может происходить и строго направленным образом. Предположим, что какие-то цивилизации способны создавать транспортные средства, скорости которых сравнимы со скоростями вышеописанных метеоров — порядка тридцати километров в секунду. Тогда время путешествия между звездами составляет около тридцати тысяч лет. Поскольку этот промежуток времени охватывает множество поколений, по крайней мере, если говорить о людях, следует ожидать, что в данном случае самым большим препятствием станет время транспортировки. В результате некая амбициозная цивилизация может с постоянной скоростью продвигаться через Галактику наступающим фронтом. По этому сценарию время, необходимое для колонизации всей Галактики, примерно равно времени, затраченному на пересечение всей Галактики, — около трехсот миллионов лет. Таким образом, предполагаемое время, необходимое для колонизации Галактики, несколько короче времени, которое требуется для развития разумной жизни, в случае Земли равного четырем миллиардам лет.

Игнорируя внутренние неопределенности, присущие этим оценкам, мы можем подвести итог общей ситуации, связанной с колонизацией Галактики. Талантливая и целеустремленная цивилизация, в принципе, способна колонизировать Галактику примерно за один миллиард лет. Если жизнь распространяется посредством случайного процесса, ей, вероятно, потребуются триллионы лет, чтобы распространиться через всю Галактику. Для сравнения, эволюция разума занимает около четырех миллиардов лет, а возраст Галактики равен почти десяти миллиардам лет. Таким образом, Галактика сейчас достаточно стара, чтобы уже могла произойти направленная ее колонизация. Однако она не произошла. Пока что никаких контактов с внеземными сообществами установлено не было. Это молчание имеет какое-то значение.

Наиболее правдоподобно это можно объяснить тем, что ни одна цивилизация не преодолела огромных препятствий, связанных с межзвездными путешествиями. Фактическое передвижение в космических кораблях, вероятно, крайне непрактично даже для развитых обществ. Чтобы разогнать корабль до требуемых скоростей, необходимы экстраординарные количества энергии. Более того, не ясно, из каких экономических побуждений могло бы быть предпринято подобное путешествие. Поскольку большинство звезд меньше Солнца, а значит, они живут дольше современного возраста Вселенной, вряд ли какая-то развитая цивилизация была бы вынуждена покинуть свою солнечную систему из-за звездной эволюции.

Однако в будущем эпоха звезд будет более благосклонна к распространению жизни. Значительно увеличиваются как возможности, так и мотивации межзвездных путешествий. Как только относительно тяжелые звезды типа нашего Солнца начнут выгорать и превращаться сначала в красных гигантов, а потом в белых карликов, разумные цивилизации, живущие вблизи этих умирающих звезд, могут счесть заманчивой идею колонизации планетарных систем близких звезд, которые и на тот момент будут активно вырабатывать энергию посредством ядерного синтеза. Например, через несколько миллиардов лет цивилизация, вынужденная покинуть умирающую звезду с массой, равной 1,05 солнечной, может обрести привлекательное, хотя и временное, жилье в нашей Солнечной системе. К этому времени Земля превратится в неприглядную копию Венеры, однако Марс с его теплом и влажностью, а также возрожденной атмосферой и преуспевающим рынком недвижимости может показаться весьма симпатичным местом.

На протяжении более длительного времени, когда развитые цивилизации начнут покидать звезды со все более низкими массами, вполне могут возникнуть споры относительно приоритета. Однако еще очень долго число жизнеспособных планетарных систем будет неуклонно расти: свой вклад в этот процесс внесет появление красных карликов, которые вновь нагреют свои столь долго мерзнущие планеты. И только после того, как самые маленькие красные карлики (масса которых составляет всего восемь процентов от массы Солнца) сверкнут и угаснут, планеты с жидкой водой превратятся, главным образом, в застывшее воспоминание. Хотя этот будущий энергетический кризис неизбежен, он произойдет лишь через триллионы лет.

Возможность завоевания Галактики поднимает интересный вопрос. Если какая-то конкретная разумная цивилизация окажется враждебной и агрессивной, то наша Галактика не устоит перед разорением, разграблением и завоеванием. Враждебно настроенная цивилизация может просто захватить Вселенную и установить в ней свою власть. Выше мы уже показали, что достаточно развитая и амбициозная цивилизация, в принципе, способна колонизировать всю Галактику всего лишь за какой-то миллиард лет. Если когда-либо разовьется агрессивно настроенная цивилизация, которая сумеет решить проблемы, связанные с космическим путешествием, в будущем она вполне может покорить нашу Галактику.

Существует и другая альтернатива. Цивилизация, достаточно развитая, чтобы задумываться о межзвездных путешествиях, может осознать бесплодность этой попытки и даже не попытается колонизировать другие солнечные системы. Такое общество, вероятно, будет обладать и хорошим пониманием зарождения и эволюции жизни. Если эта цивилизация сможет постичь фундаментальную основу сознания, она сможет превзойти естественный отбор. Например, возникновение жизни, в сущности, может оказаться автоматическим, то есть жизнь может естественным путем развиться на любой пригодной для этого планете. Кроме того, может оказаться, что эволюция всегда приводит к развитию разумных видов приблизительно сравнимого качества. В этом случае жизнь, естественным образом возникающая на любой пригодной для этого планете, была бы «ничуть не лучше и не хуже» жизни любой цивилизации, которая могла бы туда переселиться. Как только любая мыслящая цивилизация все это осознает, она просто решит остаться там, где обитает.

Делая предсказания относительно внеземного разума и колонизации Галактики, нельзя забывать о голословном характере этого предприятия. Почти два века назад, в 1835 году знаменитый французский философ Огюст Конт писал: «Что касается звезд, все исследования, которые в конечном итоге не сводятся к простым наблюдениям…. нам, непременно, недоступны… Мы никогда не сможем изучить их химический состав… Я считаю любое понятие, связанное с истинной средней температурой различных звезд, вечно недоступным для нас…». В свете современных достижений астрономии это предсказание звучит до безнадежного наивно. И все же сегодняшние размышления о межзвездном сообщении и космических путешествиях следует воспринимать с разумной долей осторожности. Предсказания же, касающиеся физической Вселенной и особенно будущей эволюции и смерти звезд, напротив, имеют под собой более твердую основу.

 

Конец эпохи образования звезд в Галактике

По прошествии триллионов лет умрут даже самые долгоживущие звезды. Хотя, с позиций человека и даже по сравнению с современным возрастом Вселенной, этот промежуток времени кажется долгим, в более обширном контексте отдаленного будущего он не так уж и велик. Поскольку звезды имеют конечное время жизни, галактики смогут поддерживать свой текущий статус, только пока продолжают создавать новые звезды. В течение какого времени Галактика сможет поддерживать образование обычных звезд, прежде чем иссякнут ее сырьевые ресурсы? Какая космологическая декада будет править последними поколениями звезд?

История образования звезд в нашей Галактике, а также в других спиральных галактиках, — сложный предмет. Несмотря на неопределенность будущего звездообразования в Галактике, мы можем дать приблизительное описание того, что произойдет. Для создания новых звезд галактики должны превращать газ в облака, служащие местом образования звезд. Как только газ соберется в облака, удерживаемые действием гравитации, они естественным образом породят звезды. Галактики могут продолжать рождать звезды, покуда они могут создавать такие облака, для чего галактика должна иметь надежные запасы газа. Таким образом, нам хотелось бы знать, сколько времени пройдет, прежде чем Галактика исчерпает все свои сырьевые ресурсы.

Чтобы получить приблизительное представление о том, сколько времени осталось до конца эпохи образования звезд, можно разделить массу газа, в настоящий момент имеющегося в Галактике, на скорость его превращения в звезды. Эта простая процедура подсчета свидетельствует о том, что Галактика истощит запасы своего газа еще через десять миллиардов лет, что примерно сравнимо с настоящим возрастом Вселенной. Ясно, что галактики не смогут производить звезды бесконечно. Однако фактическое время истощения запасов газа несколько длиннее этой наивной оценки.

Когда звезды умирают, часть их массы возвращается в межзвездную среду — галактическое хранилище газа и пыли. Звезды типа Солнца теряют значительную долю своей массы из-за звездных ветров и образования планетарных туманностей. Более тяжелые звезды возвращают большую часть своей массы в межзвездную среду, когда вспыхивают в сверхновые. Таким образом, сами звезды служат источником газа, который впоследствии включается в будущие поколения звезд. Кроме того, дополнительный газ появляется в Галактике, когда на галактический диск падает внешний по отношению к нему материал. Наконец, и это самое важное, скорость образования звезд снижается по мере уменьшения общего запаса газа. Такая переработка и меры по сохранению имеющегося газа отсрочивают ту эпоху, когда в галактиках закончатся запасы газа и они перестанут рождать новые звезды. Однако, даже несмотря на все эти ухищрения, запасы газа в Галактике закончатся через несколько триллионов лет. К четырнадцатой космологической декаде, когда Вселенной исполнится сто триллионов лет, образование обычных звезд в галактиках прекратится практически полностью.

Исключительно по случайному совпадению, образование звезд и звездная эволюция подойдут к концу приблизительно в одну и ту же космологическую декаду. Звезды с низкой массой — красные карлики — сжигают водород и живут продуктивной звездной жизнью на протяжении триллионов лет, что примерно сравнимо со временем, за которое в галактиках истощатся запасы газа, вследствие чего они больше не смогут рождать звезды. Таким образом, характер Вселенной изменится достаточно резко. В тринадцатую космологическую декаду звезды еще будут ярко сиять, а Вселенная будет полна энергии. По завершении четырнадцатой космологической декады звезды погаснут и Вселенная покажется человеку куда более темной.