Солнце не вечно. Однажды оно вступит в короткую, но яркую финальную эпоху своей жизни, утверждает доктор физико-математических наук, профессор РАН Дмитрий Вибе. Лекция этого известного учёного-астронома и популяризатора науки прошла 9 июня в Ельцин Центре в Екатеринбурге.
Долгое время идея о том, что звёзды могут «жить» и «умирать», людям просто не приходила в голову. Они рассматривались как удобные точки на небе, по которым легко отслеживать путь блуждающих светил — планет.
Но иногда на небе происходило нечто, не вписывавшееся в эту картину. По свидетельству историка Плиния, именно неожиданное появление новой звезды подтолкнуло Гиппарха составить первый звёздный каталог. А в 1572 году датский астроном Тихо Браге увидел на небе звезду, которой там раньше не было, и написал об этом целую книгу — De Stella Nova.
Позже Эдмунд Галлей, сравнив наблюдения со старым каталогом Гиппарха, обнаружил, что три самые яркие звезды — Арктур, Сириус и Альдебаран — заметно сместились. Оказалось, что звёзды движутся, просто очень медленно.
XIX век в исследованиях звёзд стал переломным. В 1814 году оптик Йозеф Фраунгофер обнаружил, что излучение звёзд пересечено очень большим количеством тёмных линий, причём набор этих линий у звёзд отличается. Так выяснилось, что Солнце и звёзды — объекты одной природы, но всё же различаются, а набор линий зависит от температуры.
— Температура звёзд стала первым физическим параметром, который поддался измерению, — отметил учёный. — От температуры зависит цвет. Мы даже невооружённым глазом видим, что некоторые звёзды отличаются друг от друга по цвету. И это означает, что они отличаются друг от друга по температуре. У самых холодных звёзд температура имеет величину порядка трёх тысяч градусов, у самых горячих это десятки тысяч градусов.
В конце 1830-х годов с помощью параллакса впервые измерили расстояния до звёзд, что позволило астрономам рассчитать их реальную светимость — истинную мощность излучения. Вооружившись данными о температуре и светимости, в начале XX века Эйнар Герцшпрунг и Генри Рассел независимо друг от друга построили диаграмму, которая в изучении жизни и смерти звёзд играет очень важную роль.
Если расположить все звёзды на графике (по одной оси — температура, а по другой — светимость), то окажется, что звёзды не разбросаны по небу хаотично. Большинство выстраиваются вдоль одной диагональной полосы: в одном её конце — горячие, очень яркие и массивные звёзды, в другом — холодные, тусклые звёзды небольшой массы. Жёлтые звёзды средней массы и температуры, как наше Солнце, располагаются в центре. Эту диагональную полосу назвали главной последовательностью.
Чтобы посчитать время, в течение которого Солнце живёт, и время, по истечении которого наша звезда умрёт, нужно знать, что является для него источником энергии. После открытия закона сохранения энергии стало ясно: у звёзд есть запас энергии, и он расходуется. А понимание того, откуда звёзды берут энергию, пришло из квантовой механики.
— В 30-е годы ХХ века благодаря этим идеям появилась возможность впервые сказать, что такое звезда. Звезда — это самосветящийся космический объект, выделение энергии в котором обеспечивается термоядерными реакциями. Причём на протяжении большей части своей жизни она существует за счёт превращения водорода в гелий в её ядре. И именно в этот момент звезда находится на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рассела. Сколько звезда находится на главной последовательности и что с ней происходит потом, очень сильно зависит от её массы. Именно масса оказалась самым главным параметром звезды.
Параметры Солнца таковы: масса — 2×10³³ граммов, радиус — около 700 тысяч километров, светимость — 3,8×10²⁶ ватт, температура поверхности — около 5800 градусов, возраст — 4,6 миллиарда лет. По составу Солнце почти целиком состоит из водорода и гелия — причём гелий в основном «реликтовый», оставшийся со времён Большого взрыва. Далее по распространённости идут кислород и углерод, но кислорода заметно больше.
Чем массивнее звезда, тем быстрее она расходует водород. Солнце проведёт на главной последовательности около 10 миллиардов лет — сейчас оно прожило примерно половину своего времени. Звезда массой пять солнечных справится с этим запасом за 80 миллионов лет, а звёзды массой от десяти солнечных и выше живут считаные миллионы лет.
Что случится с Солнцем, когда в его ядре закончится водород? Гелиевое ядро начнёт остывать и сжиматься, сжатие нагреет окружающий водород до температуры, при которой загорается термоядерный синтез в тонком слое вокруг ядра. Возникнет перепад температуры, появится огромная оболочка, и Солнце, колоссально раздуваясь, превратится в красный гигант.
По расчётам, эта фаза начнётся примерно через пять миллиардов лет от сегодняшнего дня. Из-за того, что так сильно раздуется оболочка, её внешняя часть улетит. Она окажется настолько далеко, что гравитация Солнца её удерживать не сможет. И поэтому к концу фазы красного гиганта Солнце будет иметь массу примерно 70 процентов от своего нынешнего значения.
А затем последует гелиевая вспышка.
— Колоссальный термоядерный взрыв произойдёт внутри Солнца, во время которого выделится энергия на много порядков больше, чем при обычном горении, — пояснил Вибе. — Однако снаружи этого не будет видно: вся энергия будет поглощена расширяющимся гелиевым ядром. Когда загорается гелиевое ядро — начинается следующий этап жизни звезды, в том числе и такой как Солнце.
После гелиевой вспышки звезда переживает что-то вроде второй молодости: в ядре снова идут термоядерные реакции, гелий превращается в углерод и кислород, а радиус Солнца на этом этапе будет примерно в 11 раз больше нынешнего. Но история повторится: в центре сформируется уже вырожденное углеродно-кислородное ядро, а вокруг снова появится огромная оболочка. Эта финальная стадия называется асимптотической ветвью гигантов.
Именно на этой стадии происходят самые удивительные вещи. Горение гелия идёт неустойчиво — газ накапливается, сжимается, разогревается и вспыхивает снова и снова, с интервалом в 10–100 тысяч лет. Это называется тепловыми пульсациями. А заодно гигантская конвективная оболочка периодически «залезает» в слои, где идёт термоядерный синтез, и выносит его продукты на поверхность.
На этом же этапе звезда становится фабрикой межзвёздной пыли.
— Предполагается, что в значительной степени пыль, которой заполнена Вселенная, — это продукция звёзд солнечного типа на финальных этапах их эволюции. На этом этапе Солнце в значительной степени заполнит своим веществом всю Солнечную систему, — отметил Вибе.
Когда водород и гелий в основном выгорят, а внешняя оболочка окончательно разлетится, превратившись в планетарную туманность, то на месте звезды останется вырожденное углеродно-кислородное ядро — будущий белый карлик. А рассеянное в пространстве вещество станет сырьём для звёзд и планет следующих поколений. Учёный подчёркивает: «Это не совсем смерть, это переход к следующему качеству».
Когда Солнце начнёт раздуваться, усилится приливное взаимодействие: планеты будут передавать энергию внешним слоям звезды, тормозиться и опускаться на более низкие орбиты. Но одновременно Солнце потеряет массу, и из-за этого орбиты планет, наоборот, расширятся. К этому процессу добавится аэродинамическое торможение в веществе раздувшейся оболочки. По одним оценкам, Земля не утонет в недрах Солнца, по другим — погрузится туда. У Меркурия и Венеры, по словам лектора, «шансов никаких».
Даже если Земля переживёт раздувание Солнца, это будет уже неважно: задолго до стадии красного гиганта Солнце станет слишком горячим прямо на главной последовательности. По расчётам, Земля перестанет быть пригодной для жизни уже через миллиард-полтора миллиарда лет.
— Я считаю, что астрономия свою задачу перед цивилизацией выполнила. Мы вас предупредили. А дальше нужно оставшееся очень длительное время израсходовать разумно.
