Текст книги "100 миллиардов солнц: Рождение, жизнь и смерть звезд"

Автор книги: Рудольф Киппенхан

сообщить о нарушении

Текущая страница: 21 (всего у книги 21 страниц)

Как долго может существовать цивилизация?

Для нас, естественно, обитаемые планеты представляют интерес лишь в том случае, если мы можем каким-либо образом связаться с ними, а единственной такой возможностью являются радиосигналы. Можно спросить, сколько планет из миллиона в нашей Галактике обладают техническими возможностями посылать радиосигналы. Если планета посылала радиосигналы все время, пока на ней существует жизнь, то таких планет был бы, конечно, миллион. Но сине-зеленые водоросли не посылают радиосигналов; отпадают и те обитатели, которые какой-нибудь атомной бомбой разрушили и свою технику, и, скорее всего, себя. Тогда остается лишь малая доля от общего числа, которая определяется отношением времени, в течение которого цивилизация способна посылать радиосигналы, к общему времени существования жизни на планете.

Вот здесь не может быть никакой определенности! Мы можем основываться лишь на опыте своей собственной цивилизации. Всего несколько десятилетий мы имеем возможность посылать радиосигналы в космос. И почти одновременно с этим мы создали средства массового уничтожения, способные одним ударом уничтожить все живое на нашей планете. Будут ли они когда-нибудь применены? Или техническая цивилизация имеет возможность всего несколько десятков лет посылать в космос сигналы, прежде чем сама уничтожит себя?

К тому же мы еще не начали посылать сигналы в космос. Нет научной программы, по которой во Вселенную регулярно и целенаправленно велись бы радиопередачи. Но будем оптимистами: предположим, что цивилизация в состоянии решить свои проблемы. Предположим, что миллион лет мы будем жить в мире и благополучии и сможем позволить себе роскошь и удовольствие все это время посылать во Вселенную мощные радиосигналы. Это будет означать, что из миллиона обитаемых планет посылать радиосигналы будет доля, равная 1 миллион лет/ 4 миллиарда лет, т. е. в данный момент сигналы будут посылать 250 планет в нашей Галактике. Примем далеее, что эти планеты равномерно распределены по всей Галактике, тогда среднее расстояние между двумя такими цивилизациями составит 4600 световых лет. 4600 лет будет идти наш сигнал, прежде чем будет принят другой цивилизацией, и ответ сможет прийти к нам лишь через 9200 лет. Из всего этого ясно, что было почти бессмысленно прислушиваться к таким близким звездам, как Тау Кита и Эпсилон Эридана: вероятность того, что у них есть планеты, с которых посылают радиосигналы, ничтожна. Смысл имело бы лишь искать сигналы от всех солнцеподобных одиночных звезд, находящихся ближе 4600 световых лет он нас.

Со времен вавилонского столпотворения прошло меньше 4000 лет. Если цивилизация существует и посылает радиосигналы лишь в течение такого времени, то из миллиона обитаемых планет посылать радиосигналы будет лишь доля, равная 4000 лет/ 4 миллиарда лет или всего одна планета. Это значит, что в данный момент во всей Галактике может быть, кроме нашей, лишь еще одна цивилизация, способная посылать радиосигналы. Если же принять время существования цивилизации равным 1000 лет или меньше, то тщетно мы будем прощупывать Галактику своими радиотелескопами.

Проведенный нами подсчет числа планет, от которых могут идти радиосигналы, основан на многих допущениях. Я и не пытался определить это число как можно точнее: мне нужно было лишь показать, какие факторы играют при этом роль. И в этой игре обнаружилось, что самая большая неопределенность возникает из-за того, что мы не знаем, сколько времени может существовать технически развитая цивилизация. Как долго может продержаться цивилизация после того, как ей удастся осуществить первую радиопередачу? Просуществует ли она еще сто лет? Может ли она сохраниться вопреки своим техническим достижениям или же, наоборот, продлить свою жизнь именно благодаря своей технике?

Начав с вопроса о том, существует ли другая жизнь в нашем Млечном Пути, мы вернулись к тому, как нам на Земле сохранить свою цивилизацию.

Приложение А
Скорость движения звезд

Наши знания о Вселенной были бы куда скуднее, не будь спектрального анализа. Без него мы ничего не знали бы о химическом составе звезд и очень мало об их движении. Как это делается, замечательно рассказал Карл Шайферс. Здесь я сделаю упор прежде всего на то, как с помощью звездных спектров можно определить, с какой скоростью звезда движется вдоль луча зрения, т. е. по направлению к нам или от нас. Компонента скорости звезды вдоль направления луча зрения называется радиальной или лучевой скоростью. Эффект, позволяющий определить эту скорость, назван эффектом Доплера по имени австрийского физика Христиана Доплера (1803–1853).

Если направить луч света от звезды на стеклянную призму, луч преломляется, причем величина угла преломления зависит от частоты света: синий свет, имеющий более высокую частоту, преломляется сильнее, чем красный с более низкой частотой. Если поставить призму перед объективом фотоаппарата, то вместо точечного изображения звезды мы получим на снимке линию: спектр звезды. Почернение пленки в различных точках этого следа обусловлено светом, имеющим разную частоту. В принципе современные спектрографы, которыми пользуются астрономы, действуют точно как же. В этих спектрографах свет от слабых звезд, сконцентрированный большими телескопами, определенным образом обрабатывается, прежде чем попадает на призму. Вместо призм часто используются другие устройства, в которых свет с различной частотой (т. е. разного «цвета») отклоняется по-разному. Если в нашем фотоаппарате спектр представлял собой узкую линию, то спектрограф растягивает спектр в полоску, чтобы легче было изучать его особенности (рис. А.1). Ценность звездных спектров объясняется тем, что атомы в атмосфере звезды поглощают свет на вполне определенных частотах. Эти частоты отсутствуют в спектре: на полоске, полученной с помощью спектрографа, имеются «линии», соответствующие определенным частотам в тех местах, где на фотопленку не попадает свет. Свет, имеющий эти частоты, поглощен атомами звездной атмосферы; соответственно темные линии в спектре называют линиями поглощения. Каждому элементу соответствует вполне определенный характерный набор линий поглощения, так что по спектру звезды можно определить химический состав ее атмосферы. Так проводится химический анализ звезд; высокого мастерства в этом достигли в школе Альберта Унзёльда в Киле. Все, что говорится в данной книге о химическом составе атмосфер звезд и межзвездного газа, основано на результатах спектральных измерений. Этим методом был установлен дефицит дейтерия у Солнца и недостаток лития. Но остановимся на этом и перейдем к эффекту Доплера.

Рис. А.1. Спектр звезды 41 Лебедя, полученный Вальтраутом Зайтером из Мюнстерского университета. Фиолетовый конец спектра слева, красный – справа; частота излучения соответственно уменьшается слева направо. Темные линии соответствуют линиям поглощения различных атомов. Две примерно одинаковые линии слева от центра, обозначенные Н и К, принадлежат атому кальция. Эти же линии можно видеть на рис. А.2.

Свет-это электромагнитная волна. В любой точке пространства, через которую проходит световой луч, напряженность электрического поля совершает периодические колебания. Максимум и минимум напряженности бегут в пространстве со скоростью света. Если источник излучает свет определенной частоты, то мы будем принимать его в точности на этой частоте лишь в том случае, когда расстояние между источником и приемником не изменяется. Если же источник движется по направлению к нам, то каждый следующий максимум проходит немного меньший путь, чем предыдущий. Поэтому волновые максимумы приходят к нам чуть чаще, чем их посылает источник. Свет от источника, движущегося по направлению к нам, кажется немного более высокочастотным (т. е. более «голубым»), чем свет от того же источника, когда он неподвижен. Наоборот, свет от источника, который удаляется от нас, кажется более низкочастотным (т. е. более «красным»), чем свет от такого же источника в лаборатории. Это, собственно, тот же эффект, который иллюстрируется на рис. 10.5, где интервал между принимаемыми рентгеновскими вспышками зависит от того, движется источник при своем обращении по орбите по направлению к нам или от нас.

Доплеровский сдвиг особенно хорошо заметен в спектрах звезд (рис. А.2). Чтобы измерить его, лучше всего сравнить спектр звезды с полученным в лаборатории на том же спектрографе спектром поглощения вещества и посмотреть, находятся ли линии поглощения отдельных элементов в звездном спектре там, где они должны быть, или же они смещены. Из этого легко рассчитать, с какой лучевой скоростью движется звезда.

Рис. А.2. Доплеровский спектральный сдвиг. Спектр излучения звезды (а). Сдвиг спектральных линий в случае, когда звезда движется по направлению к нам (б). Все линии смещаются влево к фиолетовому краю спектра, в область более высоких частот. Сдвиг спектральных линий в случае, когда звезда удаляется от нас (в). Все линии смещены к красному краю спектра. Направления доплеровского сдвига частоты указаны стрелками.

Особенно важны измерения лучевой скорости для тесных двойных систем. Звезда, обращающаяся вокруг другой звезды, в течение одного оборота движется сначала по направлению к нам, а затем от нас, если только мы смотрим не строго перпендикулярно к плоскости ее орбиты. Это периодическое изменение скорости может быть измерено с помощью спектров и затем использовано для определения масс звезд, как описано в приложении В. О многих звездах мы знаем, что они двойные, а не одиночные, именно благодаря доплеровскому сдвигу линий в их спектрах. Они находятся так далеко от нас в пространстве и расположены так близко одна к другой, что с помощью телескопа различить звездную пару невозможно. Но даже если они при обращении не затмевают друг друга, мы можем установить по периодическому смещению линий в их спектрах, что здесь две звезды обращаются одна вокруг другой.

Приложение Б
Как измеряют Вселенную

Мы мало что могли бы сказать о звездах, если бы не знали, на каком расстоянии от нас они находятся. Неприметная светящаяся точка в небе может быть «звездой», которая имеет меньше метра в диаметре, находится недалеко от Земли и не излучает своего света, а лишь отражает солнечный. Но она может быть и небесным телом, которое излучает столько же света, сколько целая галактика, но находится так далеко от нас во Вселенной, что расстояние не дает нам почувствовать всю силу его сияния. Очень трудно от прямых измерений расстояний на Земле перейти к измерению расстояний во Вселенной.

Сегодня, в век электроники, измерения в нашей Солнечной системе не составляют проблем. На Венеру направляют радиолокатор, а потом используют закон, открытый Иоганном Кеплером еще к началу Тридцатилетней войны – так называемый третий закон Кеплера. Он устанавливает связь между периодом обращения планет вокруг Солнца и радиусами их орбит. Согласно закону Кеплера, для двух планет А и В (например, Венеры и Земли), справедливо соотношение

(период обращения А)² х (радиус орбиты В)³ = (период обращения В)² х (радиус орбиты А)³.

Периоды обращения планет могут быть непосредственно измерены (для Земли 365,26 суток, для Венеры 224,70 суток), так что вышеприведенное соотношение устанавливает связь между радиусами двух орбит.

Отраженный от Венеры сигнал радиолокатора принимается на Земле, и по времени, прошедшему от момента посылки до приема сигнала, движущегося со скоростью света, определяют расстояние от Земли до Венеры, т. е. разность радиусов их орбит. Теперь у нас есть два уравнения для двух неизвестных (радиусов орбит Земли и Венеры) которые легко решить.

Следующий шаг-это переход от нашей Солнечной системы к звездам. Для этого астрономы пользуются методом параллаксов, который, как указывалось в гл. 4, был предложен еще Галилео Галилеем, но впервые успешно применен только в 1838 г. Фридрихом Вильгельмом Бесселем для определения расстояния до звезды 61 Лебедя Вследствие годичного обращения Земли вокруг Солнца направление, в котором мы видим ту или иную ближнюю звезду на небе, в течение года меняется. Это схематически представлено на рис. Б.1. Длину линии, связывающей положения Земли 1 января и 1 июля, мы знаем: это удвоенный радиус орбиты Земли. Углы между плоскостью орбиты и направлением на звезду можно измерить, наблюдая звезду в указанные два дня. Таким образом, в показанном на рисунке треугольнике нам известны сторона и два угла; зная три элемента треугольника, можно вычислить все остальные – этому мы научились еще в школе. Можно, стало быть, вычислить расстояния от Земли до звезды 1 января и 1 июля. Во всех практических случаях звезда находится так далеко, что небольшим различием между этими расстояниями пренебрегают.

Рис. Б. 1. Метод параллаксов. Расстояние АВ равно удвоенному расстоянию от Земли до Солнца, определенному методом радиолокации Венеры. Углы при А и В можно измерить 1 января и 1 июля-таким образом становятся известны три элемента треугольника ABC– определение искомых двух сторон представляет собой несложную школьную задачу.

Так можно узнать расстояние до звезды от нашей Солнечной системы. Описанный метод позволяет измерять расстояния до 300 световых лет. В частности, расстояния до всех звезд, показанных на диаграмме Г-Р на рис. 2.2 для звезд, ближайших к Солнцу, определены методом параллаксов. Для звезд, которые находятся от нас дальше во Вселенной, различия между направлениями, в которых эти звезды видны через полугодичный интервал, столь малы, что измерить их не удается. Здесь этот метод уже не работает.

Другой важный метод определения расстояний я могу описать лишь приблизительно. Он основан на том, что звезды, принадлежащие к одному скоплению, движутся все в одном направлении с одинаковыми скоростями по параллельным траекториям. Хотя их движение наблюдается как крошечное, неизмеримо малое смещение на небе, для многих скоплений удается заметить, что их параллельные траектории сходятся в одной точке, подобно тому как сходятся рельсы железной дороги в одной точке на горизонте. Эта точка говорит нам о том, в каком направлении движется та или иная группа звезд. Измерив лучевую скорость движения звезд с помощью эффекта Доплера, а также скорость, с которой эти звезды год от года смещаются относительно очень удаленных (неподвижных) звезд, можно определить расстояние до интересующего нас скопления. Задача снова сводится к решению треугольников, но здесь мы не будем вдаваться в подробности. Так было измерено расстояние до многих звездных скоплений, что позволило определить светимость звезд и их положение на диаграмме Г-Р, как рассказывалось в гл. 2.

Можно поступить и наоборот. Если звезды находятся так далеко, что ни один из описанных методов не дает результатов, то пользуются тем фактом, что менее массивные звезды лежат на главной последовательности, и, как положено, светимость каждой соответствует ее цвету. И если я смогу определить цвет звезды главной последовательности какого-либо скопления, то тут же буду знать и ее светимость. Сравнивая светимость звезды с ее блеском (яркостью, которую имеет звезда на небе), я после несложных вычислений определю расстояние до нее, а следовательно, и до звездного скопления.

То, что удалось проникнуть в космос на еще большие расстояния, почти фантастично. По причинам, которые долгое время оставались непонятными, пульсирующие звезды-цефеиды, о которых говорилось в гл. 6, обладают замечательным свойством. Между их периодом и светимостью существует однозначная связь (рис. Б.2). Период изменения блеска цефеид легко установить с помощью регулярных наблюдений, и тогда нетрудно, зная показанную на рис. Б.2 закономерность, определить их светимость, среднюю за период. А сравнивая светимость с блеском звезды, легко вычислить расстояние до нее. Цефеиды обладают очень высокой светимостью, поэтому их можно наблюдать не только в самых отдаленных уголках нашего Млечного Пути, но и среди звезд других галактик. Благодаря этому удалось определить расстояние от нашей собственной Галактики, до галактик, лежащих дальше от нас, чем Туманность Андромеды.

Рис. Б.2. Диаграмма период – светимость переменных звезд типа цефеид. У этих звезд определенному значению периода соответствует вполне определенная светимость. Поскольку период определить легко, нетрудно, зная период, вычислить и светимость звезды, усредненную за период. Зная светимость звезды и ее видимую величину (блеск), можно определить расстояние до звезды.

Приложение В
Как взвешивают звезды

Несмотря на то что современная техника подарила астрономам точнейшие измерительные устройства и позволила им применять в своих расчетах компьютеры, при определении звездных масс астрономы не продвинулись далеко от методов, восходящих еще к Иоганну Кеплеру и Исааку Ньютону, методов, которым уже триста лет. Начнем с массы Солнца. В поле силы тяжести Солнца Земля движется почти по круговой орбите. При этом она испытывает действие центробежной силы, стремящейся отбросить ее в пространство. Центробежная сила действует против притяжения Земли Солнцем – силы, которая стремится обрушить нашу планету в центр огненного солнечного шара. Земля движется точно по такой траектории, на которой эти противодействующие силы находятся в равновесии. Условие равновесия этих сил дает возможность определить силу, с которой Земля притягивается Солнцем, а, следовательно, и массу последнего по формуле

(радиус орбиты планеты)³ = (гравитационная постоянная) х (масса планеты + масса Солнца) х (период обращения планеты)².

Значение гравитационной постоянной известно из физики. Радиус орбиты Земли определяется методом, описанным в приложении Б. Период обращения Земли вокруг Солнца равен одному году. Таким образом, наше уравнение содержит только одно неизвестное, сумму масс Земли и Солнца, и его нетрудно решить. Так как масса Земли ничтожна по сравнению с массой Солнца, эта сумма практически равна массе Солнца.

А как обстоит дело с массами других звезд? С двойными звездами, которые можно разделить с помощью телескопа (иначе говоря, которые наблюдаются в телескоп как звездная пара), можно поступить точно так же. Разница только в том, что здесь два тела обращаются относительно друг друга и массы их различаются не так сильно, как массы Земли и Солнца. Существенным становится то, чем мы пренебрегли в предыдущем случае: здесь не одно тело обращается вокруг другого, а каждое из них обращается вокруг их общего центра масс. Итак, для двух звезд – обозначим их А и В в двойной системе справедливо соотношение

(расстояние между двумя звездами)³ = (гравитационная постоянная) х (масса звезды А + масса звезды Б) х (период обращения)²,

а для расстояний от каждой звезды до центра масс

(расстояние от А до центра масс) х (масса А) = (расстояние от В до центра масс) х (масса В).

Естественно, расстояние от А до В равно сумме расстояний от каждой из звезд до общего центра масс (рис. В.1). Допустим, что мы смогли с помощью телескопа разделить две звезды и измерить их движение относительно общего центра масс. Тогда мы знаем расстояние между ними и период обращения и тотчас можем определить их суммарную массу. Из наблюдений мы определили также расстояние от каждой звезды до центра масс. Это дает нам отношение масс в соответствии со вторым уравнением. Зная сумму и отношение двух величин, легко определить каждую в отдельности. Все как будто очень просто; но этот метод предполагает, что мы смогли измерить не только расстояние между звездами, но и, более того, радиус орбиты каждой из них относительно общего центра масс. Наблюдая движение звезд, астроном имеет возможность измерять лишь расстояния. Чтобы определить истинные значения расстояний, нужно знать еще расстояние от нас до звезды.

Рис. В.1. Движение простой двойной системы. Вверху: двойная система в плане. Звезды А и В движутся по окружностям разного радиуса относительно общего центра масс 5. Внизу: то же движение в плоскости системы. Когда линия, соединяющая центры звезд, оказывается перпендикулярной к направлению наблюдения, одна звезда (В) движется к наблюдателю, а другая (А) от него. Скорости движения звезд можно определить по доплеровскому сдвигу спектральных линий, как описано в приложении А.

Поскольку для определения массы по описанному методу нужно знать расстояние до двойной системы, этот прием можно применить только для относительно близких объектов. Тем не менее именно этим способом было определено соотношение между массой и светимостью звезд главной последовательности (см. рис. 2.4).

К счастью, есть и еще один способ, для которого не нужно заниматься трудоемким определением расстояния. Он основан на том, что по звездному спектру с помощью эффекта Доплера можно определить, с какой скоростью звезда движется к нам или от нас (см. приложение А). Если, как на рис. В.1, б, мы смотрим на двойную систему сбоку и в какой-то момент линия, соединяющая эти звезды, оказалась перпендикулярна направлению наблюдения, то в этот момент одна из звезд движется точно к нам, а другая от нас, и скорость каждой из них равна длине окружности ее орбиты, деленной на период обращения:

Скорость А =2π х (расстояние от А до центра масс)/(период обращения)

Скорость В = 2π х (расстояние от В до центра масс)/ (период обращения)

Каждая из скоростей может быть измерена с помощью эффекта Доплера, а период обращения соответствует ритму изменения скоростей. Отсюда вычисляются расстояния от каждой из звезд до центра масс, и по приведенным выше уравнениям находится масса каждой из звезд.

Самое замечательное в этом методе то, что не требуется, чтобы звезды разделялись с помощью телескопа. Даже если обе звезды видны как одна точка, по спектру можно определить, что свет исходит от двух источников, и измерить скорость каждого из них.

В действительности, конечно, все сложнее. Орбиты нередко оказываются не круговыми, а эллиптическими, и в отличие от рис. В.1 мы не смотрим на систему ни точно сверху, ни точно сбоку, а как-нибудь под углом. Но принцип описанного здесь метода остается прежним.

Поскольку для звезд главной последовательности нам известна связь между массой и светимостью, можно поступить и по-другому. Если мы знаем светимость звезды и известно, что она принадлежит к главной последовательности, то по диаграмме масса – светимость сразу можно найти массу. Для тех звезд главной последовательности, у которых можно измерить лишь температуру поверхности, из диаграммы Г – Р определяется светимость, а затем из диаграммы масса – светимость находится масса. Этот метод выручает в тех случаях, когда звезда не имеет спутника, который помог бы определить ее массу.