Большое космическое путешествие

Массивные голубые звезды из верхней части главной последовательности живут примерно по 10 миллионов лет. Это не так много. Примерно в середине главной последовательности находятся такие звезды, как Солнце. Они живут по 10 миллиардов лет, то есть в 1000 раз дольше. Продолжая путь по главной последовательности вниз и вправо, добираемся до тусклых красных звезд, живущих триллионы лет. Девяносто процентов звезд относится к главной последовательности. Почему? Оказывается, на протяжении 90 % своего жизненного цикла звезда обладает такой температурой и светимостью, при которых мы относим ее к главной последовательности. Приведу аналогию: я практически уверен, что каждый вечер вы идете в ванную и чистите зубы. Но если я буду фотографировать вас в течение дня, то вряд ли застану вас за этим делом, поскольку пусть вы и чистите зубы ежедневно, но тратите на это совсем немного времени. Выяснилось, что некоторые области диаграммы Герцшпрунга – Расселла малонаселены, так как звезды «проскакивают» эти зоны в процессе изменения светимости и температуры, но проскакивают очень быстро. Очень редко удается застать звезду за чисткой зубов.

Что происходит глубоко в недрах звезд? Мы уже знаем, что при повышении температуры частицы движутся все быстрее и быстрее. Мы также знаем, что 90 % атомных ядер во Вселенной – это водород, такова же и доля водорода в звездах. Возьмем газовый пузырь, на 90 % состоящий из водорода, – это еще не звезда. Сожмем его и сделаем звезду. Как легко догадаться, самая жаркая часть звезды будет в центре. Если сжать что угодно, оно разогревается. В недрах звезд достаточно жарко (мы в этом убедимся), чтобы там разгорались ядерные печи и температура не падала. На поверхности звезды температура гораздо меньше. В недрах звезд так жарко, что все электроны там оторваны от атомов, вместо атомов остаются голые ядра.

В ядре водорода один протон. Когда к нему приближается другой протон, две эти частицы отталкиваются. Протон имеет положительный заряд, а одинаковые заряды отталкиваются с силой 1/r². Чем ближе они сходятся, тем сильнее отталкиваются. Но давайте еще повысим температуру. Чем выше температура, тем больше средняя кинетическая энергия и тем выше скорость протонов. Высокие скорости позволяют протонам подлетать все ближе друг к другу, прежде чем электростатические силы оттолкнут их. Оказывается, существует «волшебная» температура – около 10 миллионов кельвинов, – при которой протонам удается сближаться настолько, что в игру вступает совершенно новое короткодействующее сильное ядерное взаимодействие, притягивающее и связывающее друг с другом эти протоны; я упоминал об этом взаимодействии в главе 1. Такая ядерная сила притяжения еще 100 лет назад была неизвестна, она должна быть достаточно мощной, чтобы преодолеть естественное электростатическое отталкивание протонов. Как же еще ее назвать, если не сильным ядерным взаимодействием? Именно эта сила обеспечивает так называемый термоядерный синтез (кроме того, сильное ядерное взаимодействие удерживает от распада сравнительно крупные ядра. В ядре гелия – два протона и два нейтрона. Два протона отталкиваются под влиянием электростатических сил, но именно сильное ядерное взаимодействие удерживает их в ядре. Аналогичные ситуации складываются с ядрами углерода [шесть протонов и шесть нейтронов] и ядрами кислорода [восемь протонов и восемь нейтронов]).