Инопланетяне и инопланетные общества. Руководство для писателя по созданию внеземных форм жизни
Шрифт:
Насколько долго звезда может поддерживать своё существование за счет слияния атомов водорода, зависит в первую очередь от её исходной массы. В целом, чем массивнее звезда, тем больше у неё топлива, но тем быстрее она его сжигает. Таким образом, самые массивные звёзды горят жарче и ярче всего, но быстрее всего истощают свои запасы.
Звёзды обычно классифицируются в зависимости от их непрерывных спектров или, что означает то же самое, от их температур (точнее, от температур слоёв, из которых испускается большая часть света). Классы (или типы), в порядке уменьшения температуры и усиления покраснения, обозначаются как O, B, A, F, G, K и M. (Проверенное временем мнемоническое правило — «Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me.» («О, будь хорошей девочкой, поцелуй меня»)[3].) В таблице 3-1 приведены основные свойства каждого из классов. Каждый класс подразделяется на десять подклассов, каждый из которых обозначается цифрой после
Один из столбцов в таблице 3-1 — «Время пребывания на главной последовательности». Если вы построите график светимости (или абсолютных величин) звёзд в определённой области пространства в зависимости от их температур (или спектральных классов), то получите что-то вроде рисунка 3-4, часто называемого диаграммой Герцшпрунга-Рассела (H-R). (Более подробные версии см. в таких пособиях по астрономии, как работа Смита и Джейкобса.) Главная последовательность — это диагональная полоса, тянущаяся от верхнего левого угла к нижнему правому; многие звёзды проводят на ней большую часть своей жизни.
Класс / Температура / Цвет / Светимость / Время пребывания на главной последовательности
O / 25 000 и выше / Голубой / 30 / 8x106
B / 10 000-25 000 / Голубой / 100-30,000 / 8x106–4x108
A / 8,000-10,000 / Голубой / 5-100 / 4x108–4x109
F / 6,000-8,000 / Бело-голубой / 1.2-4.8 / 4x109–1x1010
G / 5,000-6,000 / Жёлто-белый / 0.4-1.2 / 1.1x1010–2.7x1010
K / 3,700-5,000 / Оранжево-красный / 0.1-0,35 / 2.8x1010–4x1011
M / 3,7 / Красный / 0.1 / 1011
Таблица 3-1 Спектральные классы звёзд.
(Температура указана в градусах Кельвина (К), светимость в солнечных единицах [т.е. светимость Солнца = 1], а время пребывания на главной последовательности в земных годах. Указанные диапазоны являются приблизительными; значения, приведённые в разных источниках, незначительно различаются.)
Протозвезда впервые появляется на диаграмме H-R в правом верхнем углу, то есть как красный гигант. Она ещё продолжает сжиматься из большой протозвёздной туманности, а когда она, наконец, становится достаточно горячей, чтобы излучать какой-либо видимый свет, этот свет едва захватывает красный край видимого спектра. Её яркость высока не потому, что очень ярок каждый её квадратный сантиметр, а потому, что этих квадратных сантиметров великое множество. По мере того, как она продолжает сжиматься, её светимость уменьшается — то есть, звезда движется вниз по правой части диаграммы H-R — довольно быстро, с точки зрения астрономии. Когда начинается синтез водорода, звезда переходит на главную последовательность в точке, которая определяется её массой. Голубые гиганты класса O, возможно, в 20 или 30 раз массивнее Солнца и горят в десятки тысяч раз ярче Солнца, но живут всего лишь несколько миллионов лет. Солнце должно просуществовать, как минимум, десять миллиардов лет (и ему, вероятно, ещё предстоит прожить больше половины своего срока существования). Ожидается, что оранжевые и красные карлики типов K и M останутся на главной последовательности на протяжжении десятков миллиардов лет — это значительно дольше, чем предполагаемый возраст нашей Галактики, поэтому предполагается, что ни одна из этих звёзд ещё не покинула главную последовательность.
Почему звезда вообще должна покидать главную последовательность? Со временем всё водородное «топливо» оказывается израсходованным, и термоядерные реакции, которые так долго поддерживали своего рода равновесие, должны прекратиться. Ядро, больше не «раздуваемое» этими реакциями, снова начинает сжиматься под действием силы тяжести. И опять гравитационная энергия преобразуется в тепловую, поэтому температура ядра повышается — достаточно, чтобы преодолеть влияние гравитации на более холодные внешние слои и начать выталкивать их наружу. Расширяясь, они охлаждаются; но площадь их поверхности увеличивается ещё быстрее, в результате чего звезда становится больше, краснее и ярче. Иными словами, она перемещается вверх и вправо от главной последовательности, превращаясь (опять) в красный гигант. (Из-за этого её называют «беловатая звезда с избытком красного». Если рассматривать этот вопрос подробно, то он, вероятно, будет значительно сложнее и интереснее. Смотрите рассказ Пола Андерсона «Звёздный туман», рисунок на обложке Чесли Боунстелла и редакционную статью Джона У. Кэмпбелла в том же номере журнала «Analog» [август 1967], посвящённую обсуждению вопроса о том, почему вблизи такая звезда может больше походить на сияющего белого карлика, окружённого тонким красноватым облаком.)
РИСУНОК 3-4 Диаграмма Герцшпрунга-Рассела (H-R), связывающая яркость звёзд с их массой и спектральным классом.
Да, рано или поздно это случится с Солнцем, как и со всеми другими звёздами главной последовательности. (Кстати, в этом простом наблюдении заключён значительный сюжетный потенциал. Если человечество жаждет прожить больше нескольких миллиардов лет (что, по общему признанию, побило бы все предыдущие рекорды продолжительности существования вида), то ему придётся расселиться за пределы этой Солнечной системы, поскольку расширение Солнца с переходом в статус красного гиганта испепелит все ближайшие к нему планеты.) Но конец синтеза водорода и расширение с превращением в красный гигант — это не конец истории звезды. Помните, что ядро продолжает становиться всё меньше и горячее. Когда оно становится достаточно горячим (порядка ста миллионов Кельвинов), может начаться новая термоядерная реакция, превращающая гелий в углерод и вновь перемещающая звезду влево (в сторону главной последовательности) на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Когда весь гелий израсходован, внешние слои опять расширяются, но ядро продолжает сжиматься. Когда ядро становится достаточно горячим, начинается ещё одна термоядерная реакция, «сжигающая» углерод с образованием кислорода, неона и магния.
Вы наблюдаете закономерность: старая звезда проходит через ряд последовательных стадий, используя элементы, полученные в результате предыдущих реакций ядерного синтеза, для создания всё более и более тяжёлых элементов. Как же они попадают в такие места, как влажный тропический лес Амазонки или ваш буфет? Оставайтесь с нами....
Этот процесс создания элементов со всё более и более увеличивающимися номерами может дойти лишь до этого предела: создание элементов тяжелее железа не подвластно термоядерному синтезу. В конце концов, у звезды заканчиваются источники ядерной энергии, и ядро продолжает сжиматься (и нагреваться ещё сильнее), а её внешние слои продолжают расширяться. Как правило, внешние слои оказываются полностью утраченными: либо постепенно, либо в результате более или менее бурных событий вроде взрывов, называемых «новыми звёздами», а ядро продолжает существовать как очень маленькая, горячая, плотная белая звезда под названием белый карлик. Для звезды с относительно небольшой массой (вроде нашего Солнца) с этого момента все дела по большому счёту идут под откос. В конце концов, звезда (которая раньше была ядром более крупной звезды) уже не может сжиматься дальше; её гравитационное притяжение не может преодолеть силы взаимного отталкивания атомов. Таким образом, размер стабилизируется, и звезда больше не производит новой тепловой энергии взамен той, что она излучает. Так что она очень медленно остывает и тускнеет, превращаясь в итоге в чёрного карлика.
Несколько более массивную звезду (свыше 1,4 массы Солнца) может ожидать более драматичный конец. Её гравитационное притяжение достаточно сильно, чтобы, по сути, вдавливать электроны в ядра атомов, из которых она состоит, превращая всю звезду в «нейтроний» — форму материи, состоящую из плотно упакованных нейтронов. Такая материя значительно плотнее, чем что-либо в нашем повседневном опыте; масса Солнца может быть сжата в сферу диаметром всего лишь десять или двадцать километров. Кроме того, ускорение вращения, возникающее при сжатии, оказывается доведённым до крайности. Нейтронная звезда совершает полный оборот за время порядка одной секунды, испуская короткопериодические всплески излучения, которые известны нам как пульсар.
Ещё более массивную звезду может ожидать самый драматичный конец из всех возможных. Она может схлопнуться до такой высокой плотности, что даже свет больше не сможет вырваться из неё, и станет чёрной дырой.
Нейтронные звёзды и чёрные дыры обладают множеством необычных свойств, но они имеют слишком опосредованное отношение к «обычному» созданию инопланетян, чтобы оправдывать слишком большие затраты времени на них здесь. Однако я расскажу о них чуть больше в последней главе. Такие экзотические возможности действительно скрывают в себе исключительный сюжетный потенциал (см., например, роман Роберта Л. Форварда «Яйцо Дракона» о жизни на нейтронной звезде), но развитие этого потенциала ставит задачи, выходящие далеко за рамки потребностей большинства писателей.