Айзек Азимов
Стабильная середина
[118]
Вчера вечером я сидел за пианино и наигрывал что-то одной рукой. У меня не было своего инструмента до 1950 года, но даже в том возрасте я великолепно помнил, чему меня учили в четвертом классе про нотные линейки, ноты, диезы и бемоли.
Когда у меня появилось пианино, я начал наигрывать ноты знакомых мелодий (у меня хороший слух) и пытался сравнивать их с музыкальной записью. Таким образом, я постепенно научился читать ноты, хотя и очень примитивно.
И вчера вечером, прислушиваясь к мелодиям «Мой старый дом в Кентукки», «Старики у себя дома» и некоторым другим простым песням, которые я подбирал без нот, я вздохнул и сказал моей дорогой жене Дженет: «Если бы у меня в детстве было пианино, и я мог бы потратить на него сколько угодно времени, то я бы, наверное, долбил бы его до тех пор, пока не научился брать аккорды и играть серьезную музыку на слух. Кто-нибудь наверняка помогал бы мне в самых сложных местах, и к зрелым годам я вполне бы смог развлекать себя игрой, хотя вряд ли можно было ее счесть превосходной».
Дженет, которая в детстве брала уроки игры на пианино и как раз может развлекать себя игрой, тепло посочувствовала, как обычно.
Но потом я стал искать в этом положительную сторону, поскольку не люблю расстраиваться подолгу, и сказал: «Конечно, пришлось бы при этом потратить кучу времени и безвозвратно убить при этом довольно значительную часть своей жизни».
Это Дженет поняла, потому что она давно смирилась с мыслью, что я привык считать бесцельно потраченным любое время, когда не пишу (за исключением тех минут, что провожу с ней — если это не слишком долго).
А потому и восполняю время, проведенное вчера вечером за пианино, тем, что пишу об этом эпизоде — и теперь, чтобы не терять больше времени, я продолжу писать, хотя и совершенно о другом.
Все мы знаем, что можно извлекать энергию из ядер атомов, если делить их на более мелкие части (ядерное расщепление), или соединять в более крупные (ядерный синтез).
Тут кому-нибудь в голову может прийти, что можно получить неограниченное количество энергии, попеременно то расщепляя, то соединяя ядра между собой снова и снова. К сожалению, злонамеренная природа предусмотрела подобную идею и предотвратила её посредством законов термодинамики.
Действительно, можно расщеплять тяжёлые ядра и получать энергию, но продукты распада нельзя слить воедино и получить исходное ядро, не приложив по меньшей мере столько же энергии, сколько получилось в результате реакции распада.
Точно так же и лёгкие ядра, которые дают энергию в результате реакции синтеза, нельзя расщепить, не затратив по меньшей мере столько же энергии, сколько выделилось при синтезе.
Если мы проанализируем стихийные изменения, происходящие во Вселенной, то увидим, что тяжелые ядра другом случае появляются ядра, обладающие меньшим энергетическим потенциалом, чем те, которые были вначале; это значит, что частицы, из которых состоит конечный продукт, в целом легче, чем те, из которых состоят исходные ядра.
Если мы представим себе этот процесс, где тяжелые ядра становятся легче, а легкие — тяжелее, мы увидим, что можно вычислить ядро, где содержится наименьшее количество энергии и частицы с минимальной относительной атомной массой. Подобное «среднее» ядро не может далее отдавать энергию, увеличиваясь или уменьшаясь. В дальнейшем с ним не будет происходить никаких изменений.
Стабильная золотая середина представлена ядром железа-56, которое состоит из 26 протонов и 30 нейтронов. К подобному соотношению и количеству протонов и нейтронов в ядре стремятся прийти все ядерные реакции.
Давайте для примера рассмотрим некоторые факты.
Атомная масса ядерной частицы водорода-1 — 1,00797. Двенадцать ядерных частиц углерода 12 имеют относительную атомную массу 1,00000 (это величина, которая определяет единицу ядерной массы). Шестнадцать ядерных частиц кислорода-16 имеют относительную атомную массу 0,999884. (Разница в массе, конечно, невелика, но даже небольшая потеря массы может означать огромное увеличение потенциальной энергии).
С другого конца таблицы Менделеева, 238 ядерных частиц урана-238 имеют относительную атомную массу 1,00012. Масса 197 ядерных частиц золота-197 имеют относительную атомную массу 0,99983, 107 ядерных частиц серебра-107 — 0,99910. Как мы видим, с обоих концов таблицы Менделеева ядра элементов стремятся приблизиться к атомной массе железа-56, в котором атомная масса для ядерной частицы наименьшая. Железо-56 обладает наименьшим энергетическим потенциалом, поэтому этот элемент является наиболее стабильным.
Наиболее распространенные ядерные реакции в нашей Вселенной — реакции синтеза. В первые моменты большого взрыва Вселенная состояла из водорода и гелия (у которых легкие ядра) и больше ничего. С момента большого взрыва 15 миллиардов лет всей истории Вселенной состоят из ядерного синтеза легких ядер в тяжелые.
При этом процессе сформировалось значительное количество тяжелых ядер, одних разновидностей чуть больше, чем других (в зависимости от скорости реакций синтеза), включая количество железа, которого гораздо больше, чем элементов с близкой атомной массой. Таким образом считается, что ядро Земли в основном состоит из железа, что. вероятно, справедливо и в отношении ядер Венеры и Меркурия. Многие метеориты — на 90% из железа. И все это потому, что железо — стабильная золотая середина.
Конечно, встречаются элементы более тяжелые, чем железо. Так как существуют такие условия, при которых скорость реакции ядерного синтеза водорода в железо огромна, и часть энергии не успевает выделиться, а вместо этого поглощается атомами железа, которые увеличивают энергетический потенциал до уровня урана и даже элементов с более тяжелыми ядрами.
Эти более тяжелые ядра присутствуют во Вселенной в ничтожно малых количествах. Собственно, за все 15 миллиардов лет ее существования только небольшая часть материи Вселенной преобразовалось в ядра с атомной массой равной массе железа и меньше. Из всех веществ, образующих Вселенную, водород все еще составляет 90%, а гелий — 9%. Все остальные вещества, образованные в результате синтеза, составляют только 1% от общего количества.
Почему же так происходит? Причина в том, что для того, чтобы процесс синтеза пошел, необходимо соблюдение ряда условий. Ядра должны столкнуться со значительной силой — но при обычных условиях этому препятствуют электроны. И даже если удалить препятствуют электроны. И даже если удалить электроны, все ядра будут иметь положительный заряд и станут отталкиваться друг от друга.
Поэтому для того, чтобы произошла реакция синтеза, должны соблюдаться такие параметры, как высокое давление и температура, что достижимо только в ядрах звезд.
Для того, чтобы вытеснить электроны из атомов водорода и затем столкнуть чистые ядра (отдельные протоны), преодолевая силу отталкивания их одинаковых зарядов, должна быть приложена огромная энергия. Как тогда мы можем говорить о синтезе как о самопроизвольном изменении, когда необходимо затратить столько энергии, чтобы произошла реакция?
Дело в том, что эта энергия является энергией активации и служит для того, чтобы процесс начался. Как только процесс пошел, освобождаемой энергии хватает для его продолжения, даже если большая часть излучается наружу. Таким образом, при синтезе выделяется гораздо больше энергии по сравнению в небольшим первоначальным импульсом. Поэтому в целом, сам по себе синтез является самопроизвольной энергопорождающей реакцией.
Если это трудно понять сразу, давайте рассмотрим пример с обычной спичкой. При комнатной температуре она никогда сама по себе не возгорится. Но если чиркнуть ею по шершавой поверхности, то головка спички от трения нагреется и воспламенится. Вскоре тепло от огня поднимет температуру находящихся рядом материалов до точки их возгорания. Это может продолжаться до бесконечности, и поэтому единственная непогашенная спичка может стать причиной огромного лесного пожара, выжигающего бесчисленные гектары леса.
Даже в центре звезды процесс ядерного синтеза проходит относительно медленно и постепенно. Процессы синтеза в нашем Солнце продолжаются уже почти 5 миллиардов лет при весьма незначительных внешних переменах, и этот процесс будет продолжаться, по крайней мере, еще 5 миллиардов лет.
Процесс преобразования водорода в гелий называется основной последовательностью. Этот процесс длится долго, так как при преобразовании водорода в гелий выделяется огромное количество энергии.
На протяжении миллиардов лет основной последовательности все больше и больше гелия скапливается в ядре Солнца, которое тем самым постепенно становится все массивнее. Усиливающееся гравитационное поле сжимает ядро все сильнее, увеличивая при этом температуру и давление, пока, наконец, параметры не достигнут такой величины, чтобы сообщить достаточную энергию активации для синтеза ядер атомов гелия в ядра с большей массой.
После начала процесса гелиевого синтеза остальная реакция протекает сравнительно быстро, так как все процессы, следующие за синтезом гелия, производят лишь одну пятую энергии, которая высвобождается при первоначальном синтезе гелия из водорода. Более того, с началом гелиевого синтеза звезда начинает коренным образом изменяться снаружи, и в этом случае о ней говорят: «отошла от основной последовательности». По ряду причин она сильно расширяется и при расширении ее поверхность (но не ядро) начинает остывать и краснеть. Такая звезда становится красным гигантом, после чего дни этого небесного светила как объекта дальнейшего процесса синтеза сочтены.
У звезды, масса которой приблизительно равна массе Солнца, процесс синтеза будет проходить до того момента, пока ее ядро не будет состоять преимущественно из ядер углерода, кислорода и неона. Для дальнейшего синтеза должны быть обеспечены такие параметры температуры и давления, которых сила тяготения звезды и ее ядра не могут обеспечить.
Таким образом, звезда не может произвести на данный момент достаточное количество энергии для процесса синтеза, позволяющего ей увеличиваться до бесконечности, и тогда безжалостная сила гравитации заставляет ее сжиматься. Это сжатие увеличивает давление и поднимает температуру во внешних слоях звезды, в которых еще много водорода и гелия. В этих областях процесс синтеза происходит быстрее, и частицы выбрасываются сияющим облаком. Большая часть массы звезды сжимается, и она превращается в белого карлика, состоящего почти полностью из углерода, кислорода и неона, и лишенного водорода и гелия.
Белые карлики довольно стабильные небесные тела. В них не происходит процесса синтеза, они лишь постепенно теряют оставшуюся в них энергию, и затем очень медленно остывают, тускнеют, пока, в конце концов, не перестают совсем излучать видимые лучи и становятся черными карликами. Процесс этот настолько медленен, что, возможно, в течении всей истории Вселенной ни у одного белого карлика не было возможности остыть до состояния черного.
Но что, если звезда значительно больше Солнца и массивнее его в 3–4, или даже в 20–30 раз? Чем больше звезда, тем интенсивнее ее гравитационное поле, и значит сильнее будет сжато ее ядро. Температура и давление в нем будут во много раз выше, чем вероятные на Солнце. Углерод, кислород и неон могут синтезироваться в кремний, серу, аргон и, в конце концов, в железо.
Однако на этой стадии процесс должен остановиться, так как железо само по себе не может ни синтезироваться, ни расщепляться. Процесс выделения энергии ядром постепенно уменьшается, и тогда звезда входит в стадию коллапса. Процесс значительно ускоряется под воздействием силы притяжения звезды-гиганта, в которой все еще остается большое количество атомов водорода и гелия. В течении сравнительно короткого промежутка времени происходит много взрывов водорода и гелия, и на протяжении нескольких дней или даже недель звезда сияет в миллион раз ярче обычной звезды.
Вот это мы и называем сверхновой звездой.
Гигантский взрыв сверхновой разносит ядра с самой различной атомной массой по межзвездному пространству железа, а приданная им энергия позволяет даже части атомов железа стать еще тяжелее.
Сверхновая выбрасывает в огромнейших количествах элементы с ядрами большой атомной массы в межзвездные туманности, состоящие только из гелия и водорода. Звезда, сформированная из такой туманности, насыщенной веществами с тяжелыми ядрами (например, Солнце) включает их в свою собственную структуру. Элементы с ядрами большой атомной массы также попадают на планеты подобных звезд и встраиваются в формы жизни, существующие на них.
Тем не менее, в стадии взрыва ядро сверхновой, содержащее наибольшее количество железа и других тяжелых элементов, сокращается до крошечной нейтронной звезды или еще меньшей по объёму черной дыры. Таким образом, ядра с большой атомной массой остаются по преимуществу на своем месте и никогда не рассеиваются в межзвездном пространстве. В связи с этим возникает вопрос, были ли сверхновые причиной появления всех элементов с ядрами большой атомной массы, обнаруженных во Вселенной?
Однако описанный мной вид сверхновой звезды отнюдь не является единственным.
В течение последних 50 лет было изучено около 400 сверхновых звезд. (Все они находились в других галактиках, поскольку в нашей, к большой досаде астрономов, не было обнаружено ни одной Сверхновой после 1604 года). Сверхновые звезды делятся на два класса, которые называются тип 1 и тип II.
Тип I обладает большей светимостью, чем тип II. Сверхновая звезда II типа может достигать светимости, в миллиард раз превышающей светимость нашего Солнца, причем сверхновые звезды I типа могут быть в 2.5 миллиарда раз ярче Солнца.
Если бы это была единственная разница, то мы могли бы заключить, что особо крупные звезды, взрываясь, образуют сверхновые звезды I типа, в то время как звезды меньшего размера после взрыва образуют сверхновые звезды II типа. Это кажется звезды II типа. Это кажется настолько очевидным, что было бы заманчиво прекратить на этом исследование данного вопроса.
Однако существуют другие различия, делающие такое заключение нелогичным.
Например, более тусклые сверхновые звезды II типа почти всегда встречаются в рукавах спиральных галактик. Именно там обнаруживается наибольшая концентрация газов и космической пыли, и, следовательно, встречаются крупные и массивные звезды.
Несмотря на то, что более яркие сверхновые звезды I типа иногда встречаются в рукавах спиральных галактик, их также можно наблюдать и в центральных областях, и даже в эллиптических галактиках, где концентрация пыли и газа невелика. В таких областях, свободных от пыли и газа, обычно формируются звезды средней величины. Из-за их месторасположения может показаться, что это сверхновые звезды II типа, образующиеся в результате взрыва звезд-гигантов, но на самом деле это сверхновые звезды I типа, которые формируются после взрыва звезд меньших размеров.
И, наконец, третье различие заключается в том, что сверхновые звезды I типа после пика своей светимости тускнеют очень равномерно, в то время как сверхновые звезды II типа гаснут неравномерно. Здесь мы опять могли бы предположить, что звезды меньшей величины будут вести себя более пристойно, чем их крупные собратья. Тогда следует ожидать, что более мощные взрывы должны иметь более хаотичную эволюцию с повторными взрывами и т.д.
Учитывая как месторасположение в галактике, так и характер угасания, следовало бы ожидать, что сверхновые звезды I типа происходят из звезд меньшего размера, нежели II типа. Но в таком случае почему светимость сверхновых звезд I типа иногда больше, чем вдвое, превышает светимость сверхновых звезд II типа?
И еще одна особенность! Относительно небольшие звезды — явление гораздо более распространенное, чем крупные. Поэтому логично было бы предположить, что сверхновые звезды I типа, если они образуются из малых звезд, встречались бы примерно в десять раз чаще сверхновых звезд II типа. Однако этого не происходит! Оба типа встречаются примерно с одинаковой частотой.
Возможное решение этой проблемы может быть найдено путем анализа спектров этих двух типов звезд, который дает совершенно противоположные результаты. Сверхновые звезды II типа имеют спектр с ярко выраженными водородными линиями спектра. Это типично для звезды-гиганта. Даже если ее ядро переполнено железом, все равно наружные слои будут богаты водородом, синтез которого обеспечит запас энергии, поддерживающей яркое свечение такой сверхновой звезды.
В спектрах сверхновых звезд I типа водород отсутствует. Видны лишь такие элементы, как углерод, кислород и неон. Но это же состав белых карликов!
Может ли сверхновая звезда I типа быть белым карликом в стадии взрыва? В таком случае, почему сверхновые звезды I типа так малочисленны? Может быть, лишь некоторая часть белых карликов подвергаются взрыву, поэтому число сверхновых звезд I типа не больше, чем II типа. Почему взрывается только небольшое количество звезд? И почему они вообще взрываются? Разве я ранее не говорил, что белые карлики очень стабильны и постепенно гаснут в течение многих миллионов лет, не претерпевая резких изменений?
Ответ на этот вопрос возник при исследовании новых звезд. (Не сверхновых, а обычных новых, которые вспыхивают, достигая яркости в 100 000–150 000 раз ярче Солнца.)
Такие новые звезды встречаются гораздо чаще, чем сверхновые, и не являются результатом серьезного взрыва звезды. Иначе перед взрывом они были бы красными гигантами и светились гораздо ярче в момент взрыва и после него почти совсем гасли. Но вместо этого, новые оказываются обычными звездами основной последовательности как до, так и после вспышки средней интенсивности с небольшими, если это вообще имеет место, видимыми изменениями, являющимися результатом этого процесса. В действительности отдельная звезда может становиться новой снова и снова.
Но затем в 1956 году американский астроном Мерли Ф. Уокер заметил, что звезда, названная DQ Геркулеса, которая прошла через стадию новой в 1934 году, была в действительности двойной звездой. Она состояла из двух звезд, так близко расположенных друг к другу, что они почти соприкасались.
Были приложены все усилия для того, чтобы изучить обе звезды по отдельности. Более яркая звезда — класса основной последовательности, а более тусклая оказалась белым карликом! К тому времени, как это выяснилось, ряд других звезд, о которых известно, что они прошли стадию новой в определенный момент своей истории, были определены как близкие двойные звезды, и в каждом случае выяснялось, что одна из звезд в паре была белым карликом.
Астрономы сразу решили, что белый карлик и был той звездой в паре, которая прошла стадию новой звезды. Звезду основной последовательности обычно и наблюдали, а с ней значительных изменений не происходило, — вот почему казалось, что светимость была одной и той же до и после вспышки. Белого карлика вообще не наблюдали, поэтому истинную эволюцию новой понимали неверно.
Но теперь все иначе. Вот что, по мнению астрономов, должно происходить.
Мы начнем с двух звезд основной последовательности, образующих двойную звезду. Чем больше масса звезды, тем быстрее она использует водород, находящийся в ее ядре, поэтому более тяжелая звезда начинает расширяться до тех пор, пока не превращается в красный гигант. Некоторые из возникающих в ходе расширения веществ перетекают к более легкой звезде, все еще остающейся в основной последовательности, в результате чего срок жизни этой звезды сокращается. Через некоторое время и наконец, красный гигант в результате коллапса превращается в белого карлика. Еще через некоторое время оставшаяся звезда из основной последовательности, чей срок жизни уже сокращен, начинает расширяться до тех пор, пока не превращается в красный гигант, а часть ее массы не перетекает в пространство вокруг белого карлика. Эта избыточная масса вращается вокруг белого карлика по спиральной орбите (по диску аккреции). Когда в диске аккреции собирается достаточное количество газа, диск распадается, а содержавшиеся в нем вещества перетекают на поверхность белого карлика.
Вещество, попадающее на поверхность белого карлика, ведет себя иначе по сравнению с попадающим на обыкновенную звезду. Сила притяжения на поверхности белого карлика в тысячи раз больше, чем на обыкновенной звезде. В то время как вещество, попадающее на обычную звезду, просто добавляется к ее общей, массе, вещество же попадающее на поверхность белого карлика сдавливается под действием гравитационной силы и включается в процесс синтеза.
С исчезновением диска аккреции, возникает волна света и энергии, и бинарная система начинает светить приблизительно в 100 тысяч раз сильнее. Это может происходить снова и снова, и каждый раз белый карлик будет превращаться в новую звезду, и приобретать массу.
Тем не менее, масса белого карлика не может превышать массу Солнца более чем в 1,44 раз. Это было доказано в 1931 году астрономом индийского происхождения Субраманьяном Чандрасекаром. Открытую им величину называют границей Чандрасекара. (В 1983 году Чандрасекар получил за свое открытие давно заслуженную Нобелевскую премию по физике.)
Сопротивление электронов дальнейшему сжатию препятствует уменьшению белого карлика в размерах. Однако, когда белый карлик проходит границу Чандрасекара, гравитационное поле становится настолько сильным, что сопротивление электронов преодолевается и начинается новое сжатие.
Белый карлик уменьшается с катастрофической скоростью, и в течение этого процесса ядра углерода, кислорода и неона, из которых состоит белый карлик, претерпевают синтез. Вырабатываемая энергия полностью разрывает звезду на части, оставляя от нее лишь газообразные, мелкие, как пыль, осколки. В этом и заключается причина того, что сверхновая I типа, образовавшаяся из звезды с меньшей массой, светит гораздо ярче, чем сверхновая II типа, из звезды с большей массой. Белый карлик взрывается полностью, а не частично, и его взрыв протекает значительно быстрее, чем взрыв звезды-гиганта.
Однако не каждый белый карлик взрывается, поэтому сверхновые I типа встречаются не так часто. Белые карлики, не имеющие парной звезды, или находящиеся слишком далеко от нее (как, например, белый карлик основной последовательности Сириус-Б), практически не имеют возможности приобрести массу. Лишь белые карлики двойных звезд способны набрать необходимую для преодоления предела Чандрасекара массу.
В этом случае многие различия в характеристиках двух типов сверхновых звезд объяснимы, но одно из них до сих пор остается загадкой. Почему сверхновые звезды I типа тускнеют обычным образом, в то время как потускнение звезд II типа происходит неровно?
В июне 1983 года в относительно близкой галактике М83 вспыхнула сверхновая звезда I типа, и в 1984 году астроном Джеймс Грэм обнаружил следы железа в спектре этой звезды. Это было первое прямое свидетельство того, что в результате синтеза в недрах сверхновой звезды I типа накапливается железо.
Грэм полагает, что сверхновая звезда I типа может быть вообще не видна. Если синтез завершился образованием железа, то звезда должна расширить свой объем в сотни тысяч раз так быстро, что продукты взрыва могли бы остыть, почти не излучая света. Хотя синтез прошел все стадии до образования железа, несмотря на это, светимость высока.
По мнению Грэма, кроме собственно синтеза, должен быть иной источник энергии, более медленно отдающий энергию и свет Он предположил, что внутри белого карлика синтезировалось не железо-56 (с ядром, содержащим 26 протонов и 30 нейтронов), а кобальт-56 (с ядром из 27 протонов и 29 нейтронов).
Как было сказано ранее, обычная масса 56 частиц железа-56 — 0,99884, в то время как 56 частиц кобальта-56 имеют вес 0,99977. Количество дополнительной энергии в кобальте-56 столь незначительно, что переход кобальта-56 в железо-56 достаточно легок, чтобы синтез приостановился на кобальте-56.
Но законы термодинамики не могут быть нарушены, и хотя кобальт-56 образуется, он не может существовать долго. Ядра кобальта радиоактивны, и в конце концов каждое отдает один позитрон и испускает гамма-излучение. При потере позитрона протон становится нейтроном и ядра кобальта-56 превращаются в ядра, в которых количество протонов на один меньше и присутствует один лишний нейтрон, то есть в ядра железа-56. Эта полная радиоактивная замена всех запасов кобальта-56 в звезде и является тем источником свечения, которое мы видим в сверхновых звездах I типа.
Есть ли какое-нибудь свидетельство в пользу этой гипотезы? Да. Если общий нуклеосинтез от кислорода до кобальта может быть делом нескольких секунд, то распад кобальта-56 и его переход в железо-56 намного более постепенный процесс, так как его период полураспада составляет 77 дней. Если радиоактивный распад кобальта-56 поддерживает свечение сверхновых звезд I типа, то тогда оно должно уменьшаться с той же постепенностью, с которой падает радиоактивность. Замечено: сверхновая звезда I типа тускнеет кратно 77 дням, что красноречиво указывает на присутствие кобальта-56.
Из этого следует, что хотя тяжелые ядра включены в межзвездную материю сверхновых звезд обоих типов, наиболее тяжелые, начиная с железа, сохранены по преимуществу в сжавшихся нейтронных звездах и черных дырах, возникающих на месте сверхновых II типа, а при глобальных взрывах сверхновых I типа они вместе со всем прочим разбрасываются по Вселенной.
Значит, большая часть железа, которое находится в земной коре, так же как и железо в нашей крови, когда-то было заключено в недрах белых карликов, которые потом взорвались вспышкой сверхновой.