Джон Гриббин - 13,8. В поисках истинного возраста Вселенной и теории всего Страница 8

Всем известно, что при нагревании объекты меняют цвет, а во времена повсеместного распространения каминов это было еще очевиднее: мой отец, например, любил прикуривать от раскаленной кочерги. При комнатной температуре кочерга, разумеется, была черной. По мере нагревания она раскалялась докрасна и отлично подходила для поджигания сигареты. Если отец забывал вовремя вытащить кочергу из огня, она раскалялась еще больше – добела. Я никогда не присутствовал при следующей стадии, но могу предположить, что, оставь он ее в огне еще дольше, кочерга бы расплавилась. Закон Вина придал этому процессу конкретное математическое выражение. Спектроскопия может точно измерить температуру раскаленного докрасна или добела металла, а также более тонких градаций: от еле заметного бордового до ослепительно-синего цвета (и за пределами видимого спектра – в инфракрасный и ультрафиолетовый диапазон). Звезды бывают разных цветов, и красные холоднее голубых. Закон Вина подсказывает нам истинные температуры поверхности звезд. Все они лежат примерно между 3000 и 30 000 К, на этом фоне Солнце выглядит довольно ординарным светилом с невысокой температурой поверхности. Но это лишь часть интриги. А какова температура внутри Солнца и других звезд?

Температура внутри

Оказывается, температура внутри стабильной звезды зависит только от ее массы, яркости (связанной с температурой) и состава. Непринципиально, как именно поддерживается жар внутри звезды: достаточно того, чтобы ее температура поддерживала необходимое для сопротивления гравитационной силе сжатия давление. Масса Солнца известна нам по его воздействию на орбиты планет, и, как только стало понятно, что оно состоит преимущественно из водорода и гелия, удалось рассчитать температуру в центре Солнца – примерно 15 млн К. Если оно обычная звезда, температуры внутри других светил должны иметь сопоставимые значения. Однако, чтобы доказать это, астрономам было необходимо вычислить массу хотя бы еще нескольких звезд. К счастью, это удалось сделать, применив те же законы гравитации, которые определяют орбиты планет вокруг Солнца, к звездным системам, в которых друг вокруг друга вращаются две звезды (двойные звезды) или даже три. Кстати, примерно половина всех видимых на небе звезд – двойные. И снова для этих измерений пригодилась спектроскопия.

Согласно открытию Бунзена и Кирхгофа, каждый элемент порождает в спектре линии с конкретными длинами волн. Но если объект, спектр которого мы изучаем, сдвигается относительно измерительных инструментов, наблюдаемые длины волн этих линий тоже сдвигаются. Если он движется на нас, длины их волн становятся короче (более высокие частоты) – это явление получило название синего смещения, поскольку длины волн синего цвета короче, чем красного. Если же объект удаляется, волны как бы растягиваются (более низкие частоты), становятся длиннее, и это красное смещение[49]. Если объект движется под углом к нам, ситуация усложняется, но терпение и знания помогут разобраться и здесь. Такие сложные смещения называются доплеровскими в честь немецкого физика Кристиана Доплера[50], в 1840-х годах изучавшего этот эффект на примере звуковых волн. Важно, что доплеровские смещения зависят от скорости движения объекта, поэтому для изучения двойных звезд нужно знать, насколько быстро они движутся по орбитам друг относительно друга.

Из основ физики астрономам было известно, что существует довольно ограниченный диапазон возможных масс для ярких звезд. Если газовый шар имеет слишком малую массу: в десять или более раз меньшую, чем Солнце, то он не сможет разогреться в достаточной степени и превратится в холодное тело, похожее на разросшуюся планету Юпитер и известное как коричневый карлик. Однако если масса газового шара будет превышать солнечную больше чем в несколько сотен раз, то в попытке компенсировать эффект сжатия он разогреется так сильно, что взорвется. Сильно округляя, можно считать, что массы ярких звезд ограничены диапазоном от 0,1 до 100 солнечных масс (эти значения в 1920-х годах выведены астрофизиком Артуром Эддингтоном, тем, который вдохновил на занятия астрономией Сесилию Пейн). К счастью для основ физики (и физиков), исследования реальных звезд в двойных системах подтвердили эти выкладки. Но они показали кое-что еще более важное. Между массой звезды и ее истинной яркостью, или светимостью, есть прямая зависимость, и это указывает на то, что звезды с очень разными массами и светимостями имеют сопоставимую внутреннюю температуру.

Термин «истинный» в применимости к яркости принципиально важен. Звезды с одним и тем же показателем этой характеристики могут восприниматься тусклее или ярче в зависимости от расстояния. Сияющая на небе звезда может быть сравнительно тусклой, но очень близкой к нам, а еле заметная – очень яркой, но удаленной. Поскольку существуют способы измерения расстояний до звезд (я подробнее расскажу о них в главе 5), эти сбивающие с толку визуальные эффекты можно устранить, вычислив абсолютную звездную величину, то есть яркость, которую имела бы звезда при рассмотрении с расстояния в 10 парсек (примерно 32,6 световых года).

В зависимости от массы звезды точное соотношение массы и светимости несколько меняется, но для масс в диапазоне от 0,3 до 7 солнечных светимость пропорциональна массе в четвертой степени. Таким образом, звезда, имеющая массу в два раза больше солнечной, окажется в шестнадцать раз ярче него, поскольку 24 = 16. Связанная с этим пропорция показывает, что диаметр звезды, похожей на Солнце, находится в прямой пропорции к ее массе, то есть это гипотетическое светило, будучи в два раза тяжелее Солнца, окажется в два же раза больше него (не в 16 раз!). О том, что соотношение массы и яркости подразумевает схожую внутреннюю температуру звезд, догадался Артур Эддингтон. Сегодня известно, что эта температура равна примерно 15 млн К, но в середине 1920-х годов Эддингтон не знал, что звезды состоят в основном из водорода и гелия: открытие Сесилии Пейн еще не стало общепризнанным фактом. Поэтому его вычисления оказались преувеличенными, в опубликованной в 1926 году книге The Internal Constitution of the Stars («Внутреннее строение звезд») он приводит энергоемкость двух конкретных звезд и пишет, в частности:

В буквальном понимании [это] означает, что звезде необходимо разогреться до 40 млн градусов, чтобы получить необходимые 680 эрг/г (V Кормы) или 0,08 эрг/г (Крюгер 80). При такой температуре она сможет получить неограниченный объем энергии.

Далее в этой же книге он приводит некоторые подробности. При образовании звезды из сжимающегося облака газа, утверждает Эддингтон, она сжимается до тех пор, пока температура в ее центре не достигнет 40 млн градусов и внезапно не высвободится основной запас энергии ‹…› [Затем] звезда должна удерживать при температуре выше критической достаточное количество материи, чтобы обеспечивать необходимый запас энергии.

Важнейший вопрос, возникший в 1926 году, звучал так: откуда же берется энергия, необходимая для света звезд, таких как наше Солнце? Эддингтон считал, что он знает ответ, и вскоре его правота была доказана и открыла возможности для понимания не только современного состояния звезд, но и всего их жизненного цикла, а в итоге и возраста самых старых звезд во Вселенной[51]. Но сначала ученым предстояло понять, сколько лет Солнцу…

Глава 2

0,008

В самом сердце Солнца

С какой-то точки зрения Солнце вовсе и не горячее. Мне очень нравится пример, приведенный Георгием Гамовым в книге 1964 года A Star Called the Sun («Звезда по имени Солнце»). Если бы полностью герметичный кофейник производил тепло с такой же скоростью в расчете на грамм, как в среднем делает Солнце, насколько быстро он нагрел бы воду комнатной температуры до кипения? Ответ поначалу кажется неожиданным: за несколько месяцев! Дело в том, что для повышения температуры 1 грамма воды с 0°С до 100°С требуется 100 калорий энергии, но каждый грамм массы Солнца в среднем производит очень мало тепла. Масса Солнца составляет 2 × 10³³ грамма, а с его поверхности излучается всего 9 × 1025 калорий тепла в секунду, то есть каждый грамм массы Солнца выделяет менее 4,5 × 10−8 калорий в секунду, не дотягивая даже до одной десятимиллионной калории в секунду. Это намного меньше, чем скорость выделения тепла нашим организмом в процессе обмена веществ (но наша кровь никогда не закипит, ведь организм не герметичен и тепло постоянно уходит из него).

Иными словами, проблема не в температуре Солнца. Даже горящие угли могли бы несколько секунд (или несколько тысяч секунд) выделять столько же тепла, сколько оно. В начале XX века астрофизиков мучила другая загадка: как звездам, и Солнцу в их числе, удается оставаться горячими так долго? То, что возраст Земли огромен, стало очевидно в XIX веке по мере развития знаний о геологии и эволюции. Когда стало примерно понятно, сколько лет нашей планете, появилась возможность утверждать, что Солнцу как минимум не меньше, но никакой из известных ученым процессов (даже горение горы угля размером с Солнце) не мог длиться так долго.