Вселенная. Вопросов больше, чем ответов

В 1905 году, когда Эйнштейн вывел свою знаменитую фор­мулу, показав эквивалентность массы и энергии, источник был наконец найден. Любой школьник сегодня знает (во всяком слу­чае должен знать), что таковым источником являются термоя­дерные реакции в недрах Солнца, в результате которых какая- то доля его массы превращается в излучение. Элементарный расчет показывает, что Солнце ежесекундно теряет в виде из­лучения 4600 т вещества — масса солидного товарного поезда. Однако по сравнению с массой Солнца это ничтожно мало, и нам не следует бояться ни того, что Солнце вскоре погаснет, ни того, что благодаря уменьшению его массы орбита Земли удлинит­ся настолько, что на Земле наступит вечный холод. Напротив, как бы нам не стало слишком жарко. Светимость Солнца очень медленно, но верно увеличивается, и наступят времена, когда Земля перестанет быть подходящей для белковой жизни плане­той. Радует лишь то, что эти времена наступят еще ох как неско­ро. Но отдаленным потомкам человека (если они у него будут) когда-нибудь неминуемо придется всерьез задуматься: не сме­нить ли место жительства?

Итак. С энергоисточником Солнца ученые вроде разобра­лись — это ядерные реакции. Оставалось непонятным — какие именно? На начало XX века был известен лишь один тип ядер- ных реакций — радиоактивность. Она и была первым делом предложена — и мгновенно отвергнута. Ведь радиоактивность — процесс спонтанный, не зависящий ни от плотности вещества, ни от его температуры. Между тем было уже ясно, что Солнце, как и любая звезда, обладает «отрицательной обратной связью», т. е. способно к быстрому восстановлению своей структуры и сво­их характеристик после мелких случайных нарушений. Нет, ра­диоактивность решительно не годилась. Термоядерные реакции синтеза — иное дело.

139

Главным образом это реакции превращения водорода в гелий. Их две — протон-протонная реакция и углеродно-азотный цикл, называемый также циклом Бете-Вайцзекера. Рассмотрим обе.

Суть протон-протонной реакции состоит в последовательном «слипании» протонов с образованием сначала дейтерия (при этом высвобождаются позитрон и нейтрино), а затем легкого изотопа гелия ³Не с испусканием гамма-кванта. После чего два ядра ³Не реагируют между собой с образованием ядра ⁴Не и двух протонов. Последний этап может проходить и иначе, если ядро ³Не прореагирует с ядром ⁴Не, а затем образовавшееся ядро бе­риллия ⁷Ве превратится, захватив протон, в ядро неустойчиво­го изотопа бора ⁸В, распадающегося на два ядра ⁴Не. Возможны (и происходят в действительности) и иные варианты послед­него этапа данной реакции, но суть ее остается неизменной: из четырех ядер водорода (протонов) получается одно ядро гелия (альфа-частица). При этом выделяется энергия 26,2 МэВ, а де­фект массы составляет около 0,7%. Часть энергии уносится ней­трино, остальное идет на поддержание температуры звездного ядра, постоянно норовящего остыть за счет энерговыделения звезды.

В горячих и плотных недрах звезды протоны только и делают, что соударяются друг с другом. Однако вероятность того, что два столкнувшихся протона прореагируют с образованием дейтерия, настолько низка, что повергает в священный трепет. В среднем ю млрд лет пройдет в солнечных недрах, прежде чем конкрет­ный протон, за которым мы умозрительно наблюдаем, случайно наберет достаточную скорость, чтобы, столкнувшись «лоб в лоб» с другим столь же энергичным протоном, прореагировать с ним. Строго говоря, реакция двух даже очень энергичных протонов все равно где-то из области чуда, поскольку их энергии (скажем, порядка 20 кэВ) явно недостаточно для преодоления кулонов- ских сил отталкивания. Надо благодарить законы квантовой механики за то, что такие протоны все же могут с некоторой ве­роятностью «слипнуться» в ядро дейтерия, благодаря чему су­ществуют звезды, Солнце и мы с вами.

140

Легко понять, что скорость протон-протонной реакции долж­на весьма сильно зависеть от температуры. И действительно, она прямо пропорциональна 4~й степени температуры для диапазо­на 11-16 млн К и даже 5-й степени для более низких температур. Становится понятна резкая зависимость светимости звезды от ее температуры для красных карликов главной последовательно­сти на диаграмме Герцшпрунга-Рессела. Разумеется, на скорость протон-протонной реакции влияет не поверхностная температу­ра звезды, а температура ее недр, где, собственно, и протекают ядерные реакции, но качественную сторону вопроса диаграмма отражает верно.