Удивительная Солнечная система - [9]

Между прочим, Солнце обращается вокруг центра Галактики почти в плоскости галактического экватора, расстояние до которого от нас в нашу эпоху составляет всего-навсего 30 световых лет – и это при том, что толщина галактической «линзы» на данном удалении от центра Галактики никак не менее 1000 световых лет. Слой галактической пыли, внутри которого находится Солнце, сильно мешает астрономам наблюдать объекты, расположенные под малым углом зрения к галактическому диску, поскольку активно поглощает лучи видимого частотного диапазона. Например, слой пыли между Солнцем и центром Галактики ослабляет видимый свет на 27 звездных величин! Поскольку разница в одну звездную величину соответствует «в разах» 2,512, то нетрудно подсчитать, что ослабление на 27 звездных величин эквивалентно ослаблению примерно в 6 млн. раз. В оптическом диапазоне наблюдения центра Галактики, а тем более внегалактических объектов в направлении на него практически невозможны – приходится обходиться средствами инфракрасной и радиоастрономии.

Печально? Для астрономов – да. Но галактическая пыль – это чрезвычайно важно. И не только потому, что без нее не было бы планет земной группы, а следовательно, и нас с вами, – пыль, как мы увидим далее, играет заметную роль в процессе звездообразования. Нельзя рассказывать о рождении Солнца, не разобравшись с ролью межзвездной пыли.

Прежде всего: откуда она берется?

Мы помним, что после краткого периода ядерных реакций в очень молодой расширяющейся Вселенной вещество было представлено крайне убогим набором химических элементов: водород, гелий, немного лития – и только. Эти три элемента вместе с их изотопами совершенно не склонны слипаться в некие агрегаты, образуя пылинки. Молекулы водорода Н₂, способные образовываться при небольших температурах и разрушающиеся при нагревании, – вот по сути и все, на что способна столь бедная смесь элементов. Можно считать, что химическая история Вселенной (и нашей Галактики, конечно) началась лишь в звездную эпоху.

Наша Галактика с ее четырьмястами миллиардами звезд считается как минимум гигантской; некоторые классификации относят ее даже к сверхгигантским. Таких галактик, как наша, одна на тысячу. Хвастаться тут, конечно, нечем (и не перед кем) – важно понять, что благодаря значительной массе газового облака, давшего начало Галактике, процесс ее формирования был довольно быстрым. Разумеется, сверхгигантские Е-галактики вроде NGC6166, чья масса оценивается в 14 трлн солнечных масс, сформировались еще быстрее, но не в этом дело. Важно понять, что по сравнению с Солнечной системой Галактика довольно стара: ей никак не менее 12 млрд лет. За время, прошедшее от рождения первых звезд Млечного Пути до возникновения Солнечной системы, химическая история Галактики успела продвинуться далеко вперед.

Широко известен источник горения звезд: ядерные реакции превращения водорода в гелий. Они вроде бы ничего не добавляют к убогому первоначальному набору химических элементов, составляющих материю Вселенной. Правда, в боковой ветви протон-протонной реакции образуются бериллий и бор, но они же большей частью и тратятся в недрах звезды на образование того же гелия. Откуда берутся более тяжелые элементы?

В межзвездном пространстве ядерные реакции не идут – следовательно, тяжелые элементы рождаются опять-таки в звездах. Но не во всех. Водородное «горючее» звезды – ресурс принципиально исчерпаемый. Предположим, что в плотном и горячем ядре некой звезды, где как раз и шли ядерные реакции, водорода больше не осталось. Что произойдет? Звезда начнет понемногу остывать и со временем погаснет?

Да, если ее масса менее 0,35 массы Солнца. Нет – если масса звезды превышает указанный порог. В этом случае после исчерпания водородного «горючего» центральные области звезды сожмутся и разогреются, температура в центре звезды превысит 100 млн К (вместо 10–20 млн К для «нормальной» звезды), и «включится» другая ядерная реакция – тройной гелиевый процесс. Суть этой реакции в том, что при столь значительной температуре две альфа-частицы (ядра гелия) могут, преодолев кулоновский барьер отталкивания, слиться в ядро неустойчивого изотопа бериллия-8. Последнее скорее всего распадется обратно, но может так случиться, что в него врежется еще одна альфа-частица, обладающая высокой энергией. В этом случае образуется устойчивый изотоп углерода-12 и выделяется энергия. Светимость звезды увеличивается по сравнению с «нормальной» в десятки, если не сотни раз, ее внешние области сильно разбухают и охлаждаются до 2500–3500 К, и звезда становится красным гигантом. Подобные звезды широко известны, скажем, красный Альдебаран в созвездии Тельца – типичный красный гигант.

Если масса звезды достаточна, то ядерные реакции не прекращаются и после «выгорания» гелия в центральных областях. Температура звездных недр вновь повышается, и тогда становятся возможны (и действительно идут) реакции между углеродом и гелием с образованием кислорода и других элементов. Внутри звезды возникает слоистый источник энерговыделения: ближе к поверхности идут реакции на еще уцелевшем водороде, глубже – тройная гелиевая реакция, а еще глубже – самые разнообразные реакции между углеродом и гелием, а также между гелием и кислородом, азотом и т. д. Суть этих реакций – в последовательном присоединении альфа-частиц. Таким путем образуются все более тяжелые элементы – вплоть до «железного пика». Элементы тяжелее железа, никеля, кобальта в недрах «обычных» (пусть сверхгигантских по светимости) звезд не образуются. Нет, ядерные реакции, в результате которых могли бы образоваться и более тяжелые элементы, в принципе существуют, но они идут с поглощением энергии, а значит, как только они начинаются, температура недр звезды падает, и эти реакции прекращаются сами собой – типичный пример