Читать книгу "Загадки космоса. Планеты и экзопланеты - Андрей Мурачёв"

Однако, как вы успели заметить, система Коперника получилась не проще, чем у Птолемея. К тому же она была не более точна, чем современный ему геоцентризм (ведь обе теории основывались на одних и тех же астрономических таблицах). Зачем же она была нужна в таком случае? Скорее, это вопрос психологии, а не научной объективности. Во времена Коперника не существовало ни одной рациональной причины предпочесть одну теорию другой. Доказательства гелиоцентризма появятся много позднее. По-видимому, основной силой, что мотивировала Коперника на создание новой теории, стали его соображения о красоте.

Коперник, безусловно, считал, что созданная им модель отражает истинное положение вещей, однако его современники отнеслись к гелиоцентризму скорее как к математическому фокусу, который, как и систему Птолемея, можно было использовать для вычислений, совершенно не заботясь об истине[2]. Чтобы утвердиться в науке, гелиоцентризму требовались новые открытия и бо́льшая точность в предсказаниях положения небесных тел, что станет возможным позднее благодаря наблюдениям Галилея и открытию Кеплером законов движения планет. При жизни Коперник не получил должного признания.

* * *

Система мира, предложенная Коперником, инициировала дискуссию о строении Солнечной системы и в конечном счете об устройстве всего мироздания. Прошли столетия, и сегодня наши знания о Вселенной, звездах и планетах несравнимо больше. Давайте остановимся на некоторых ключевых вещах, чтобы в дальнейшем говорить на одном языке.

История нашей Вселенной началась в далеком прошлом, 13,8 миллиарда лет назад, с события, которое называют Большим взрывом. Что это такое, чем он был вызван и можем ли мы вообще говорить о его причинах – точного ответа на эти вопросы не знает никто. Между тем Большой взрыв является неотъемлемой частью современной космологической теории. В соответствии с сегодняшней научной парадигмой в ходе Большого взрыва была создана вся материя Вселенной, и стало возможным говорить о пространстве и времени. С того момента пространство расширяется, температура Вселенной падает, а вещество и энергия эволюционируют согласно строгим физическим законам.

В течение первых нескольких минут после Большого взрыва образовались водород и гелий, а также некоторые другие легкие элементы в ничтожно малых количествах. Сегодня масса всего водорода Вселенной составляет около 75 % массы видимого вещества, а всего гелия – около 25 %. Я говорю «видимое вещество», поскольку есть и невидимое, так называемая темная материя. Она взаимодействует с видимым (обычным) веществом лишь посредством гравитации. Согласно последним космологическим моделям, темной материи в три раза больше, чем видимого вещества. Тем не менее о ее природе до сих пор мало что известно.

После того как температура Вселенной снизилась примерно до 1 000 кельвинов (К)[3], гравитация стала преобладающей силой во Вселенной. Под действием гравитации гигантские облака газа сжимались, их плотность возрастала, зажигались первые звезды. Со временем они стали объединяться и образовывать локализованные структуры – галактики. В каждой галактике могут быть сотни миллиардов звезд. В нашей галактике Млечный Путь содержится, по разным оценкам, от 100 до 400 миллиардов звезд.

Все, о чем шла речь до этого, относится к космологии – разделу астрономии, изучающему Вселенную как целый объект, ее фундаментальную структуру и эволюцию во времени. Что касается менее масштабных объектов исследования, строение различных небесных тел и физические процессы, происходящие в них, изучает астрофизика.

Недра звезд – это своего рода термоядерные печи, плавильни, где идут реакции термоядерного синтеза, в которых атомные ядра более легких химических элементов в условиях высокой плотности и гигантских температур сливаются друг с другом и превращаются в атомные ядра более тяжелых элементов. Жизнь звезды – это вечное противостояние между силой тяжести, которая стремится сжать звезду, и силами газового и лучистого давления. Последние направлены наружу от центра звезды и, не будь гравитации, превратили бы звезду в облако разреженного газа. На протяжении большей части времени, пока в звезде идут термоядерные реакции, ни одна из сил не может победить окончательно, а размер и масса звезды существенно не меняются – звезда находится в состоянии равновесия. Поддерживает это равновесие энергия, выделяющаяся в ходе термоядерных реакций, а ее излишки покидают звезду в виде излучения.

Все звезды разные, они отличаются друг от друга размером, температурой и светимостью. В начале XX века двое ученых, Эйнар Герцшпрунг и Генри Норрис Рассел, практически одновременно предложили способ систематизировать все это разнообразие. То, что они представили научному обществу, с тех пор называется «диаграмма Герцшпрунга – Рассела» (см рис. 3). По оси абсцисс (x) на этой диаграмме отложена температура видимой поверхности звезды, а по оси ординат (y) – светимость (количество энергии, излучаемое звездой за одну секунду). Каждой звезде во Вселенной соответствует свое место на этой диаграмме. Герцшпрунг и Рассел заметили, что если нанести известные им звезды на диаграмму, то они не заполнят ее пространство равномерно, а локализуются в трех областях. Вдоль диагонали лежат звезды так называемой главной последовательности: от горячих и ярких голубых гигантов в верхнем левом углу до тусклых и холодных красных карликов[4]. В верхнем правом углу сгруппировались красные гиганты и сверхгиганты, а в левом нижнем – белые карлики.

Рисунок 3. Диаграмма Герцшпрунга – Рассела

Диаграмма Герцшпрунга – Рассела интересна также тем, что позволяет увидеть основные этапы жизни звезды. Как только звезда образуется, она попадает на главную последовательность, в место, определяемое ее массой (чем больше масса звезды, тем она ярче). На главной последовательности она находится бо́льшую часть своей активной жизни. Например, наше Солнце – типичная звезда главной последовательности, половина жизни которой уже прошла. Постепенно, когда у звезд заканчивается водород, им становится труднее генерировать энергию, гравитационная энергия превращается в тепловую, запускаются реакции синтеза гелия. В течение этого времени звезды сходят с главной последовательности, раздуваются и краснеют, превращаясь в красных гигантов или красных сверхгигантов. Постепенно весь доступный внутри звезды гелий заканчивается, и начинаются реакции синтеза углерода. Дальнейшая судьба звезд зависит от их массы.