Смерть с небес полностью

Обычный атом состоит из плотного ядра, окруженного облаком отрицательно заряженных электронов. Ядро содержит электрически нейтральные нейтроны и положительно заряженные протоны. Количество протонов определяет характерные свойства атома: например, водород имеет 1 протон в ядре, гелий — 2, кислород — 8, а железо — 26. При определенных обстоятельствах (например, при сильном нагреве или поглощении ультрафиолетового излучения) атом может лишиться своих электронов, но именно число протонов в ядре делает его определенным атомом.

Как вы, возможно, помните из школьного курса, одноименные заряды отталкиваются. Если попытаться сжать два атомных ядра, их взаимно положительные заряды будут этому сопротивляться. Но температуры в недрах звезд достигают миллионов градусов — а значит, атомные ядра летают стремительно, поэтому часто и сильно сталкиваются, — а давление настолько высокое, что ядра очень сильно прижимаются друг к другу. Если электростатическое отталкивание удается преодолеть, в игру вступают новые ядерные силы, которые спаивают атомные ядра воедино.

Такое слияние ядер имеет два аспекта. Во-первых, синтезируется атом нового типа, так как в новом ядре будет больше протонов, чем в каждом из двух ядер до слияния. В общем случае, четыре атома водорода сливаются с образованием гелия (два протона водорода становятся нейтронами в новом ядре гелия), три атома гелия сливаются с образованием углерода и так далее. Реальный процесс на самом деле гораздо сложнее, но основной принцип такой.

Во-вторых, при слиянии ядер выделяется энергия. Если рассматривать ядерный синтез в целом, можно ожидать, что суммарная масса атома, образовавшегося в результате слияния, будет равна сумме масс атомов, участвующих в процессе синтеза, — если слепить два меньших комка глины в один, его масса будет суммой масс двух комков, разумеется. Однако физика атомного ядра отличается от того, что мы наблюдаем в привычном макроскопическом мире: атомы подчиняются законам квантовой механики, в которой объекты обладают причудливыми свойствами и ведут себя отрицающим здравый смысл образом.

В процессе слияния ядер небольшое количество массы преобразуется в энергию. По сравнению с этой массой, образующаяся энергия колоссальна; это вытекает из знаменитого уравнения Эйнштейна E=mc², согласно которому образующаяся энергия равна массе, умноженной на скорость света в квадрате, а скорость света — очень большое число. Несмотря на это, в пересчете на один атом преобразуемая масса настолько крошечная, что выделяемая энергия невероятно мала — чтобы получить энергию, выделяемую при прыжке блохи, потребуется синтезировать миллионы атомов водорода в гелий.

Но звезды — это огромные хранилища водорода. Как мы обсуждали в главе 2, в ядре Солнца 700 млн т водорода сливаются с образованием 695 млн т гелия каждую секунду! Недостающие 5 млн т преобразуются в энергию, и ее достаточно для того, чтобы питать звезду, позволяя ей излучать тепло и свет, которые нужны нам для жизни. Фактически именно излучаемое тепло противодействует собственным силам тяготения звезды: давление излучения от выделяющейся энергии, направленное наружу, уравновешивает силы тяготения, пытающиеся раздавить звезду. Это равновесие сохраняется, пока не изменяются силы тяготения и выделяемая энергия.

В звездных масштабах Солнце — довольно большое (большинство звезд гораздо менее массивные, обладают меньшими энергией и яркостью); однако существуют звезды гораздо больших размеров и массы. Процесс ядерного синтеза в ядре звезды очень сильно зависит от ее массы, причем с ростом массы скорость реакций быстро увеличивается. В ядре звезды с массой, в два раза превосходящей массу Солнца, синтез гелия из водорода происходит в десять раз быстрее, чем в ядре Солнца, и, следовательно, ее светимость в десять раз больше. Звезда с массой, в 20 раз превышающей массу Солнца, а таких звезд существует немало, «сжигает» свое ядерное топливо в 36 000 раз быстрее, чем Солнце. Несмотря на то что у таких звезд больше топлива, они расходуют его так быстро, что продолжительность жизни у них гораздо короче; Солнце будет стабильно сплавлять водород миллиарды лет, а звезда с массой в 20 солнечных масс может прожить всего несколько миллионов.

Говорят, что даже самая яркая звезда не будет светить вечно. Но в действительности у самых ярких звезд самая короткая жизнь. Даже не знаю, какой вы жизненный урок извлечете из этого.