Страница 26 из 47
Скажу сразу, я не рванулся вслед за толпой смотреть на пожар, чем был чрезвычайно горд. Но должен признаться, не потому, что у меня отсутствует инстинкт разрушения. Просто небольшое возгорание в полуподвале слишком далеко от моего понятия разрушения.
Вот если взорвется звезда, тогда другое дело.
Вероятно, мой инстинкт разрушения развит слишком хорошо, поскольку меня всегда очень занимал предмет вспышек сверхновых звезд — колоссальных звездных взрывов.
В середине XX века начала быстро развиваться радиоастрономия. После окончания Второй мировой волны астрономы всего мира активно занимались приемом микроволновых излучений, идущих с различных направлений. Очень скоро стало очевидным, что некоторые из них исходят от наших ближайших соседей. Солнце является источником радиации, так же как Юпитер и Венера.
На практике источники радиации в Солнечной системе не слишком важны. Значительно интереснее принять сигналы, дошедшие до нас сквозь необозримые звездные дали. К примеру, одним из источников радиации за пределами Солнечной системы является Крабовидиая туманность. Хотя ее сигналы ослаблены расстоянием в 5000 световых лет, мы можем засечь их своими приборами. Но Крабовидная туманность представляет собой остатки сверхновой — свет от ее взрыва впервые достиг Земли 900 лет назад.
Довольно много источников радиации лежит за пределами нашей Галактики в миллионах и даже миллиардах световых лет от нас. Тем не менее, их микроволновые излучения доходят до Земли и отражаются на наших приборах. Они представляют собой источники энергии, по сравнению с которыми взрыв сверхновой — пустяк, не стоящий упоминания.
Например, один из сильных источников расположен, как выяснилось, в галактике, удаленной от нас на 200 000 000 световых лет. Когда на эту галактику были направлены мощнейшие телескопы, оказалось, что она имеет весьма своеобразную, деформированную форму. При более внимательном изучении выяснилось, что это не галактика, а две галактики в процессе столкновения.
Когда сталкиваются две галактики, это мало похоже на столкновение двух звезд. В галактиках есть облака пыли (многие галактики обладают таковыми, включая нашу собственную); если эти облака столкнутся, то возникшее при этом возмущение станет источником коротковолнового излучения, как возмущение газов Крабовидной туманности, Солнца, атмосферы Юпитера и Венеры.
Но с увеличением числа обнаруженных источников коротковолнового излучения появилось и больше вопросов. Ученых приводило в недоумение их непонятно большое количество, приходящееся на удаленные галактики. Такого попросту не могло быть. Случайные столкновения галактик, безусловно, имели место; но казалось невероятным, что галактики сталкивались так часто, чтобы создать многочисленные источники радиации.
Возможно, существует другое объяснение? Какой катаклизм в пределах одной галактики мог стать таким же мощным источником излучения, как две сталкивающиеся галактики? Только если не считать столкновение единственным возможным вариантом, можно найти объяснение многочисленным источникам излучения.
Но что может сделать одна галактика, если ей на помощь не придет соседняя?
Предположим, она может взорваться.
Но как? Галактика не является единым объектом. Это свободное скопление нескольких сотен миллиардов звезд. Каждая звезда сама по себе может взорваться, но почему вдруг произойдет одновременный взрыв всей галактики?
Чтобы ответить на этот вопрос, следует понять, что галактика в действительности не является свободным скоплением звезд, как мы привыкли думать. Галактика вроде нашей тянется на сотню тысяч световых лет вдоль своего большого диаметра и большей частью состоит из мелкой россыпи звезд. Мы в своей галактике живем в малочисленном звездном окружении и считаем это нормой. Но это не совсем так.
Сутью галактики является ее ядро, густое скопление звезд, форма которого напоминает сферу. Его диаметр составляет примерно 10 000 световых лет, а объем — 525 000 000 000 световых лет в кубе. Если считать, что ядро содержит 100 000 000 000 звезд, то «плотность звездного населения» не превышает одну звезду на 5,25 световых лет в кубе.
При таком скоплении звезд среднее расстояние между ними в пределах галактического ядра — 1,7 световых лет. Это средняя величина для всего объема. Плотность звезд в ядре увеличивается при движении к его центру. Думаю, что в районе центра ядра звезды разделены между собой половиной светового года.
Даже половина светового года — это 3 000 000 000 000 миль, то есть в четыре раза больше, чем ширина орбиты Плутона. Поэтому звезды все-таки не столпились в одном месте и не обязательно должны сталкиваться, но…
Теперь представьте, что где-нибудь в пределах галактики произошел взрыв сверхновой звезды.
Что случится?
В большинстве случаев ничего (за исключением того, что одна звезда разлетится на мелкие обломки). Если сверхновая находится на задворках галактики — к примеру, где-то рядом с нами, вокруг нее так мало звезд, что пи одна из них не попадет в радиус действия ее излучения. Гигантское количество энергии, выброшенное сверхновой в пространство, распространится во все стороны, постепенно ослабеет, и все.
Но если сверхновая находится в центре галактического ядра, галактика уже не отделается легким испугом. Средняя сверхновая выбрасывает количество энергии в 10 000 000 000 раз больше, чем Солнце. Объект, находящийся от нее на расстоянии 5 световых лет, получит за секунду десятую часть энергии, получаемой Землей от Солнца. А на расстоянии половины светового года от сверхновой объект получит в десять раз больше энергии в секунду, чем Земля получает от Солнца.
Это плохо. Если на расстоянии 5 световых лет от нас взорвется сверхновая, у нас в течение года будет немало проблем с перегревом. Если же она взорвется в половине светового года от пас, полагаю, от жизни на Земле мало что останется. Но не надо беспокоиться! В пределах 5 световых лет от нас находится лишь одна звездная система, причем не из тех, где могут появиться сверхновые.
А как насчет влияния на сами звезды? Если бы наше Солнце оказалось по соседству со сверхновой, на него выплеснулся бы поток энергии, весьма чувствительно поднявший его температуру. После этого Солнце, в конце концов, снова обретет равновесие и станет не хуже прежнего (хотя, скорее всего, на его планетах уже не будет жизни). Но даже незначительный рост температуры может привести к увеличению расхода топлива[7] Солнца.
Именно расходом горючего измеряется век звезды. Когда сто запасы уменьшаются до нижней границы, звезда расширяется и становится красным гигантом или происходит взрыв, и возникает сверхновая звезда. Достаточно удаленная сверхновая, слегка подогревая Солнце на протяжении года, может приблизить его на век или даже на 10 веков к такому кризису. К счастью, у нашего Солнца долгий век (несколько миллиардов лет), поэтому несколько веков или даже миллион лег не станут решающими.
Однако некоторые звезды не могут позволить себе постареть даже немного. Они уже находятся слишком близко к такому уровню расхода горючего, который приведет к радикальным и необратимым изменениям. Назовем такие звезды, пребывающие на грани, предсверхновыми. Сколько их в галактике?
По оценкам экспертов, в течение века на каждую галактику приходится в среднем по три сверхновых звезды. Это значит, что за 33 000 000 лет в среднестатистической галактике будет миллион сверхновых. Учитывая, что жизненный цикл галактики измеряется сотнями миллиардов лет, любая звезда, которую от состояния сверхновой отделяет несколько миллионов лет, может оказаться на грани.
Если из 100 миллиардов звезд, составляющих среднестатистическое галактическое ядро, миллион звезд приблизился к этой грани, то одна звезда из каждых 100 000 является предсверхновой. Это означает, что предсверхновые в пределах галактического ядра разделены средним расстоянием в 80 световых лет. При приближении к центру ядра среднее расстояние сократится до 25 световых лет.
7
Звезды — светящиеся газовые шары. Образуются из межзвездной газово-пылевой среды (главным образом, водорода и гелия) в результате гравитационного сжатия. Источником энергии звезды является «горение» водорода. Время жизни звезды на этапе «горения» водорода пропорционально ее массе и обратно пропорционально светимости, ибо от массы зависит запас ядерного горючего, а от светимости скорость, с которой оно расходуется. (Примеч. пер.)