Звезда с массой порядка массы Солнца формирует у себя инертное гелиевое ядро, окруженное оболочкой из горящего в термоядерных реакциях водорода. Это заставляет звезду расширяться, и по мере того как ее внешние слои остывают, она становится красным гигантом. Ядро же сжимается до тех пор, пока его вещество не станет вырожденным. Этот коллапс высвобождает энергию, которая разогревает окружающие ядро слои, в результате чего они начинают передавать тепло путем конвекции, а не просто излучением. В газе возникает турбулентность и потоки вещества от ядра к поверхности и обратно. Через миллиард лет или около того ядро из вырожденного гелия становится настолько горячим, что ядра гелия начинают сливаться с образованием углерода с участием бериллия в роли короткоживущего посредника. В зависимости от других факторов звезда может после этого развиться далее в гигантскую звезду асимптотической ветви. Некоторые звезды этого типа пульсируют — попеременно то расширяются, то сжимаются; колеблется и их температура. Со временем такая звезда остывает и становится белым карликом.
У Солнца осталось примерно 5 миллиардов лет до того, как оно станет красным гигантом. При этом Меркурий и Венера будут поглощены расширяющимся Солнцем. На этом этапе орбита Земли, вероятно, будет проходить над самой поверхностью Солнца, но приливные силы и трение о хромосферу будут замедлять ее движение. Со временем Землю тоже ждет поглощение. Это не скажется на отдаленном будущем человеческого рода, поскольку средний срок существования биологического вида составляет лишь несколько миллионов лет
[58].
Достаточно массивная звезда, намного крупнее Солнца, начинает гелиевый синтез прежде, чем вырождается ее ядро, и взрывается с образованием сверхновой. Звезда, массой более 40 солнечных, выбрасывает значительную часть своего вещества посредством давления излучения, остается очень горячей и проходит целую серию этапов, на каждом из которых преобладающий элемент ее ядра замещается другим, с более высоким номером в Периодической таблице. Ядро разделяется на концентрические слои: железо, кремний, кислород, неон, углерод, гелий, водород. Ядро такой звезды может в конце концов превратиться в белый карлик или черный карлик — тот же белый карлик, который потерял так много энергии, что совсем перестал светить. Достаточно массивное вырожденное ядро может вместо этого образовать нейтронную звезду или, в более экстремальных случаях, черную дыру: см. главу 14.
Опять же, подробности здесь не имеют значения, и я сильно упростил чрезвычайно запутанное ветвистое дерево возможных вариантов эволюции звезды. В математических моделях, которыми пользуются астрофизики, разбираются все возможные варианты, а также порядок и условия их возникновения. Все богатое разнообразие звезд, различающихся по размеру, температуре и цвету, имеет общее происхождение: ядерный синтез, который начинается с водорода и подвергается воздействию конкурирующих сил давления излучения и гравитации.
Через всю астрофизику красной нитью проходит история о том, как ядерный синтез превращает простые ядра водорода в более сложные ядра: гелия, бериллия, лития, бора и т. д.
И это еще одна причина, по которой звезды важны для нас.
* * *
«Мы — звездная пыль», — пела Джони Митчелл. Конечно, это клише, но клише зачастую точно отражает истину. Ранее то же самое сказал Артур Эддингтон в New York Times Magazine: «Мы — крохи звездного вещества, которые случайно остыли, частицы неудавшейся звезды». Попробуйте положить это на музыку.
Согласно теории Большого взрыва, единственным элементом (ядром, конечно) в ранней Вселенной был водород. В интервале от 10 секунд до 20 минут после рождения Вселенной процессы ядерного синтеза, запущенные Большим взрывом, посредством вышеописанных реакций создали гелий-4 и по чуть-чуть дейтерия, гелия-3 и лития-7. Короткоживущие радиоактивные тритий и бериллий-7 тоже образовывались, но быстро распадались.
Одного водорода было вполне достаточно для возникновения газовых облаков, которые сжимались с образованием сначала протозвезд, а затем и звезд. В бушевавшем в недрах звезд ядерном урагане рождались новые химические элементы. В 1920 году Эддингтон предположил, что звезды энергетически питаются ядерным синтезом, слиянием ядер водорода в гелий. В 1939 году Ханс Бете исследовал протон-протонную цепочку и другие ядерные реакции в звездах, что придало достоверности теории Эддингтона. В начале 1940-х годов Джордж Гамов доказывал, что почти все химические элементы возникли в ходе Большого взрыва.
В 1946 году Фред Хойл предположил, что источником всех элементов тяжелее водорода был не Большой взрыв как таковой, а последующие ядерные реакции в недрах звезд. Он опубликовал длинный анализ возможных траекторий, по которым ядерные реакции могли привести к возникновению всех элементов вплоть до железа. Чем старше галактика, тем богаче и гуще в ней варево химических элементов. В 1957 году Маргарет и Джеффри Бербидж, Уильям Фаулер и Хойл опубликовали работу «Синтез химических элементов в звездах». Эта знаменитая работа, которую при ссылках часто обозначают просто как B2FH (по первым буквам фамилий авторов), положила начало теории звездного ядерного синтеза — в сущности, это просто перефразированное название статьи; в ней был дан разбор многих важнейших ядерных процессов, протекающих внутри звезд. Вскоре у астрофизиков уже была убедительная теория на этот счет, и они научились предсказывать относительное содержание различных элементов в Галактике; эти предсказания (по большей части) соответствуют наблюдательным данным.
История в то время остановилась на железе, потому что это самое массивное ядро, которое может возникнуть в результате сжигания кремния — цепочки реакций, стартовым пунктом для которой служит кремний. Неоднократное слияние с гелием ведет к образованию кальция, а оттуда дальше через серию нестабильных изотопов титана, хрома и железа до никеля. Этот изотоп, никель-56, служит барьером для дальнейшего продвижения, поскольку следующий шаг — очередное слияние с гелием — должен был бы использовать энергию, а не производить ее. Этот изотоп никеля распадается, превращаясь в радиоактивный кобальт-56, а он, в свою очередь, превращается в стабильное железо-56.
Чтобы пройти дальше железа, Вселенной нужно было изобрести какой-то новый прием.
Им стали сверхновые.
Сверхновая — это взрывающаяся звезда. Новая — это менее энергичная форма того же самого, которая может увести нас прочь от заявленной темы. Кеплер наблюдал новую в 1604 году, и это было последнее замеченное нами подобное событие в Галактике, хотя позже были обнаружены остатки еще двух, более близких к нам по времени новых
[59]. По существу, сверхновая — это последний вариант ядерной бомбы, и, когда такое происходит, одна звезда может затмить собой целую галактику. Она излучает в пространство столько энергии, сколько излучит Солнце за все время своего существования. Сверхновая может возникнуть в двух случаях. Белый карлик может получить дополнительную порцию вещества, поглотив своего компаньона — вторую звезду в паре; при этом он станет горячее и запустит углеродный синтез; процесс «выходит из-под контроля», и звезда взрывается. Или же ядро очень массивной звезды коллапсирует, и тогда высвободившаяся энергия может послужить запалом к такому взрыву.
