Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной - [14]

Энергия передается из недр наружу очень медленно, весь процесс занимает многие десятки тысяч лет. Поэтому внезапное временное исчезновение источника энергии в центре сказалось бы на внешних слоях не сразу. Это добавляет стабильности на коротких временных масштабах.

Более того, даже если бы вдруг термоядерные реакции полностью прекратились, резких изменений не произошло бы даже за миллион лет. Это связано с тем, что Солнце обладает дополнительным источником энергии: просто сжимаясь, оно может поддерживать светимость на текущем уровне на протяжении примерно 30 млн лет (это так называемое время Кельвина – Гельмгольца). Разумеется, Солнце не оставалось бы весь этот период абсолютно неизменным: оно становилось бы меньше, изменялись бы его температура и светимость. Однако такая простая оценка показывает, что серьезные изменения нашей звезды возможны лишь на очень большом временнóм масштабе.

Солнце – очень стабильный источник излучения как на коротких, так и на длительных временных масштабах.

Иногда это характерное время называют ядерным, оно соответствует существенному исчерпанию водорода в ядре Солнца. Полное время жизни Солнца составляет около 12 млрд лет, и более 80 % этого времени оно проводит на Главной последовательности, «пережигая» водород в гелий. Это стабильное состояние, однако небольшие изменения происходят с Солнцем и в этот период. Поскольку условия для существования жизни на Земле заданы достаточно жестко, даже небольшие изменения параметров Солнца на масштабе миллиард лет могут иметь серьезные последствия.

Самым главным вопросом в контексте долговременной эволюции и появления жизни на Земле является так называемый парадокс тусклого молодого Солнца. В 1950-е гг. стало окончательно ясно, что светимость Солнца на стадии Главной последовательности возрастает. Ключевые работы на эту тему опубликовали в 1958 г. Фред Хойл (Fred Hoyle) и Мартин Шварцшильд (Martin Schwarzschild). Сейчас мы знаем, что к моменту окончательного формирования Земли солнечная светимость составляла около 70 % от современной. В 1961 г. Альфред Рингвуд (Alfred Ringwood) отметил, что этот факт должен существенно влиять на ранний климат Земли. В 1972 г. Карл Саган (Carl Sagan) и Джордж Мулен (George Mullen) сделали эту проблему широко известной. В 1975 г. с легкой руки Роджера Ульриха (Roger Ulrich) появился сам термин «парадокс тусклого молодого Солнца» (faint young Sun paradox).

4,5 млрд лет назад светимость Солнца составляла 70 % от современной.

Проблема заключается в том, что у нас есть надежные данные о существовании жидкой воды на поверхности Земли миллиарды лет назад. Однако добиться этого при столь низкой светимости Солнца непросто. Обсуждались самые разные гипотезы, но на сегодняшний день однозначного решения нет. Большинство исследователей склоняется к тому, что причиной теплого климата 3–4 млрд лет назад был парниковый эффект. Наиболее подходящими парниковыми газами считаются метан, углекислый газ и аммиак.

Парадокс тусклого молодого Солнца: как на Земле могла существовать жидкая вода при низком потоке солнечной энергии?

Другим важным аспектом, связанным со свойствами молодого Солнца, является его активность. Несмотря на меньшую полную светимость, наша звезда вращалась быстрее и поэтому была гораздо более активной. Это приводило к более мощному потоку ультрафиолета и рентгеновских лучей, а также к более интенсивному солнечному ветру. Все это оказывало заметное влияние на атмосферы планет. Возможно, именно эта активность молодого Солнца привела к тому, что в атмосфере Венеры почти не осталось воды, а Марс просто потерял большую часть атмосферы. Земная атмосфера в существенной степени защищена от солнечного ветра магнитосферой. Однако мощный поток ультрафиолета все равно приводил к разрушению молекул в атмосфере и изменению ее состава (если разрушается водородосодержащая молекула – вода, метан и др., водород может затем легко покидать атмосферу, улетучиваясь в космос).

Кроме постепенных изменений (в первую очередь роста светимости), происходящих на очень больших временных масштабах – в масштабе от сотен до тысяч лет, – в поведении Солнца имеются и более слабые изменения. Они также могут оказывать влияние на земную биосферу, да и просто представляют научный интерес. Для их изучения нужны особые методы, поскольку детальные данные наблюдений ограничены всего лишь несколькими столетиями, а теоретические модели не позволяют пока достоверно просчитать такие вариации.

Молодое Солнце было более активным.

Так, например, используя дендрохронологические данные (вариации свойств годичных колец древесины), Илья Усоскин и его коллеги в 2014 г. показали, что за последние 3000 лет на Солнце имело место несколько заметных минимумов активности. Кроме известных минимума Шпёрера (XIV–XV вв.) и минимума Маундера (XVI–XVII вв.) это два заметных минимума в VIII и IV вв. до н. э. и три менее выраженных минимума в VII, XI и XIV вв. На такие затяжные минимумы, когда на Солнце почти нет пятен, приходится до 16 % времени.

Используя данные изотопного анализа, удается восстановить солнечную активность на масштабе около 10 000 лет.