Текст книги "Инопланетяне и инопланетные общества. Руководство для писателя по созданию внеземных форм жизни (ЛП)"

Автор книги: Стенли Шмидт

сообщить о нарушении

Текущая страница: 3 (всего у книги 20 страниц)

Иногда линии поглощения в спектре звезды не в точности совпадают с линиями известных химических веществ – если только вы не корректируете их с учётом эффекта Доплера. Это ведёт нас к третьей важной области применения спектроскопии. Эффект Доплера – это кажущееся изменение частоты и длины волны, вызванное движением источника по направлению к наблюдателю или от него. Вы можете пронаблюдать его доступную и простую демонстрацию, если встанете рядом с железнодорожным переездом, когда поезд, гудя, приближается и проезжает мимо.

РИСУНОК 3-2 Непрерывные спектры для звёзд с тремя температурами «на поверхности»: 3000 К, 6000 К и 10000 К.

Вначале, когда поезд движется в вашу сторону, звуковые волны «прижимаются друг к другу» перед ним, поэтому вы воспринимаете их как более близкие друг к другу (более короткая длина волны) и достигающие вас чаще (более высокая частота), по сравнению с ситуацией, когда поезд стоит неподвижно. Когда поезд удаляется от вас, происходит обратное. Таким образом, когда машинист даёт сигнал, который он слышит как ровный по высоте тона, вы слышите, как он начинается высоким тоном, а затем падает, когда поезд приближается и проходит мимо.

Звёздный спектр часто будет соответствовать набору известных химических спектров, если вы предполагаете, что в силу эффекта Доплера все линии сдвинулись вверх или вниз, потому что звезда движется к вам или от вас с определённой скоростью. Такие наблюдения указывают на то, что многие галактики удаляются от нас (в их свете есть смещение в сторону более длинных волн, или «красное смещение»); и чем дальше они находятся, тем быстрее они движутся (и наоборот). Это наблюдение, известное как «закон Хаббла», является одной из основ любой космологии (теории Вселенной). Наряду с вышеописанным, эффект Доплера может давать нам информацию на гораздо более детальном уровне. Если звезда вращается вокруг оси, перпендикулярной вашему лучу зрения, одна её сторона движется к вам, другая – от вас, а середина просто перемещается поперёк вашего луча зрения. Таким образом, часть её света не показывает признаков доплеровского смещения, часть в большей или меньшей степени смещена в красный цвет, а часть – в синий цвет. Конечным результатом будет расширение всех её спектральных линий, и степенью расширения можно воспользоваться, чтобы оценить, насколько быстро вращается звезда.

Другие источники данных

Последние несколько десятилетий, а особенно – последние несколько лет, внесли некоторые существенные дополнения в копилку хитростей астрономов. Во-первых, видимый свет – это не единственный вид излучения, испускаемого звездами. Электромагнитное излучение варьирует от гамма-лучей с длиной волны всего лишь 10^-15 м до рентгеновских лучей, ультрафиолета, видимого света, инфракрасного излучения и радиоволн, часть которых имеет длину волны, измеряемую многими километрами. Из всего этого диапазона, аналогичного многим октавам в музыке, невооружённый глаз может увидеть менее одной октавы. (Для сравнения: мы слышим около десяти октав.)

В настоящее время астрономические наблюдения проводятся во всех частях электромагнитного спектра, и каждая из них рассказывает астрономам о том, чего не могут рассказать другие части. Оборудование для наблюдений в разных частях спектра выглядит очень по-разному. Например, одним из самых известных радиотелескопов является «тарелка» в Аресибо, которая встроена в чашеобразную долину в горах Пуэрто-Рико.

Во-вторых (и в-третьих, и значительно дальше), наша недавно обретённая способность путешествовать в космос и отправлять туда приборы произвела настоящую революцию в поиске астрономических данных. Как кто-то заметил лет десять назад, «За последние десять лет астрономия изменилась больше, чем за предыдущие четыреста».

На Земле проклятием для телескопов и спектроскопов всегда были облака, дымка, атмосферная турбулентность, пыль, промышленное загрязнение и рассеянный свет от больших и малых населённых пунктов. Все эти проблемы можно устранить, если вы разместите свои приборы за пределами атмосферы. Таким образом, несмотря на проблемы на первых этапах работы, телескоп «Хаббл» уже смог сделать многое из того, что до него не удавалось ни одному телескопу – в том числе первое прямое наблюдение многочисленных планетных систем в процессе формирования. Многие астрономы желают запустить «туда» ещё больше приборов – хоть на околоземную орбиту, хоть на Луну, или ещё дальше.

Наконец, космические путешествия позволили в буквальном смысле взглянуть на другие тела в нашей собственной Солнечной системе с гораздо более близкого расстояния, чем мы могли когда-либо до этого. К настоящему моменту мы уже видели много крупных и довольно много мелких тел «крупным планом» – в виде телевизионного изображения и в показаниях приборов, отправленных нам роботизированным космическим аппаратом, пролетающим мимо или даже совершающим посадку на них.

Важно ли это для писателей-фантастов? Вне всяких сомнений! Когда мы впервые начали получать телеметрические данные с других планет, мгновенно изменив свои представления о них, мне показалось, что одним из первых эффектов, который это оказало на писателей-фантастов, было то, что они стали слегка побаиваться выбирать местом действия своих произведений «местные» планеты. Если вы написали рассказ о Марсе, когда зонд ещё был на пути туда, то всё, о чём вы рассказали, может безнадёжно устареть к моменту публикации рассказа.

Но эта фаза быстро прошла. Вскоре у нас на руках оказалось столько совершенно новой информации о планетах, что писатели-фантасты больше не могли противиться искушению и начали вплетать её в свои произведения. Иметь возможность рассуждать о Меркурии или Юпитере с использованием знаний, которыми никто на Земле не обладал ещё полгода назад – это нечто захватывающее. Разумеется, это также может сделать процесс написания чуть более напряжённым. Одним из первых романов, опубликованных мной в журнале “Analog Science Fiction and Fact”, был «Мир в облаках» (“World in the Clouds”) Боба Бакли, в котором говорилось о людях, колонизирующих атмосферу Венеры. Боб писал его, а я редактировал как раз в то время, когда американские и советские зонды спускались в атмосферу Венеры и пакет за пакетом отправляли на Землю информацию из первых рук о том, что находилось там, внизу, на самом деле. Как любой хороший писатель-фантаст, Боб хотел сделать всё как можно правильнее. Поэтому всякий раз, когда приходил новый поток данных, я получал большой коричневый конверт с несколькими страницами для замены, чтобы вставить их в его рукопись.

ОТ БОЛЬШОГО ВЗРЫВА ДО ГАЛАКТИК

Как бы ни восхищали нас наши местные планеты, их потенциал в качестве жилья для инопланетян довольно ограничен. В любом случае, они представляют собой просто частные случаи общих принципов, описывающих звёзды и планеты повсеместно. Поэтому я не собираюсь вдаваться в подробное обсуждение условий на каждой из планет и спутников нашей Солнечной системы. Вместо этого я сразу перейду к описанию того, как образуются звёзды и планеты, и какой облик они могут принять в итоге.

Вначале, согласно лучшим предположениям большинства современных астрономов, вся материя во Вселенной была сосредоточена в чрезвычайно малом пространстве, и за один очень короткий период она начала расширяться – иными словами, она взорвалась. Этот взрыв, широко известный под названием «Большой взрыв», является отправной точкой для большинства современных моделей космологии – истории Вселенной. Ряд проблем, связанных с деталями, привёл к появлению вариаций на тему вроде инфляционных моделей, но, поскольку эта книга об инопланетянах и, вероятно, мало какие из их личных проблем будут такого масштаба, здесь я не буду подробно останавливаться на них. (Конечно, некоторые писатели-фантасты справятся практически с любым испытанием! Пример неких инопланетян, у которых такие проблемы действительно есть, ищите в книге Марианны Дайсон «Критический фактор» (“The Critical Factor”)) Если вы хотите сильнее углубиться в увлекательные загадки космологии, можно начать со статьи Ротмана и Эллиса в разделе «Источники».

Для большинства целей, связанных с созданием инопланетян, вам потребуется лишь общее представление о том, как, предположительно, развивалась Вселенная. Когда вся эта материя внезапно расширяется после Большого взрыва, начинает формироваться структура. Некоторые фрагменты движутся быстрее, чем другие, поэтому через определённое время более быстрые фрагменты переместились дальше, чем более медленные, что соответствует закону Хаббла. (Нет, это не означает, что мы находимся в центре Вселенной или на том самом месте Большого взрыва. Если вы присмотритесь к динамике такой системы немного внимательнее, то окажется, что каждый фрагмент видит, как все остальные фрагменты удаляются от него со скоростями, пропорциональными расстояниям до них.)

В самом начале не существовало ни звёзд, ни галактик; вся материя во Вселенной возникла в пространстве, малом по сравнению с подобными вещами. Изначально сама материя не находится в привычных формах вроде атомов и молекул. Мы пропустим краткий начальный период, когда всё ещё только стремилось приобрести знакомый нам облик хотя бы на этом уровне, и вернёмся к истории, когда у нас будет расширяющееся облако, состоящее в основном из водорода. Первоначальный взрыв настолько силён, что этот материал вскоре распределяется – по нашим меркам, довольно редко и неравномерно.

Гравитация, слабое, но повсеместное притяжение всей материи ко всей другой материи, склонна усиливать «комковатость» примитивной вселенной. Сила притяжения между двумя телами пропорциональна произведению их масс и обратно пропорциональна квадрату расстояния между ними. (F = GMm/r², где G – универсальная гравитационная постоянная [значения указаны в различных системах единиц в стандартных таблицах физических констант], M и m – две массы, а r – расстояние между их центрами.) Таким образом, тела, которые уже находятся близко друг к другу, притягивают друг друга сильнее, чем те, которые находятся далеко друг от друга. Таким образом, если вы посмотрите на область, в которой разреженный первичный газ немного плотнее, чем в окружающих областях, плотный «комок» будет демонстрировать тенденцию становиться ещё плотнее по мере того, как составляющие его частицы притягивают друг друга ещё ближе.

Таким образом, общая тенденция заключается в том, что материя во Вселенной распределяется всё более неравномерно. Вначале мы говорим об очень больших «комках» – о сгустках газа, которые мы пока ещё рассматриваем как довольно неплохой вакуум, распределённых по объёмам, поперечник которых измеряется миллионами световых лет, но всё равно более плотных, чем их окружение, чтобы начать вести себя как достаточно чётко очерченные сгустки, которые продолжают собираться вместе.

Вполне вероятно, что любой из этих сгустков, на какой ни посмотри, будет вращаться – очень медленно с бытовой точки зрения, но всё же обладая достаточно большим моментом импульса. Момент импульса легко вычислить для чего-то простого – например, для небольшого, но тяжёлого тела (вроде рыболовного грузила), которое раскручивают по кругу на веревочке. Вы просто умножаете массу на скорость и умножаете это на радиус окружности. (L = mvr, где L – момент импульса, v – тангенциальная скорость, а r – радиус окружности.)

Для более сложного объекта вроде галактики или чучела жирафа, вращающегося вокруг оси, продетой сквозь его плечи, вычисление момента импульса будет сложнее на практике, но не намного сложнее по своей сути. Хитрость заключается в том, чтобы рассматривать более сложную систему как состоящую из множества небольших масс, вращающихся вокруг оси, вычислить момент импульса для каждой из них, и все их сложить. (Сделать это немного труднее, чем сказать, потому что это вектор – то есть, у него есть как величина [размер], так и направление. В том маловероятном случае, если вам понадобятся подробности, их легко можно найти в стандартных пособиях по физике.)

Важной особенностью момента импульса является то, что он сохраняется, подобно энергии. То есть, если изменения происходят внутри системы (без приложения сил извне), момент импульса остаётся неизменным. Знакомым примером сохранения момента импульса является фигуристка, выполняющая вращение на льду. Если она начинает вращение с вытянутыми руками и ногой и медленно прижимает их, она вращается всё быстрее и быстрее. Поскольку каждая из частей её тела по-прежнему имеет ту же массу, но её расстояние от оси вращения уменьшается, её скорость должна увеличиваться, чтобы их произведение оставалось постоянным.

То же самое происходит с астрономически большими массами газа, которые сжимаются благодаря действию гравитации. По мере приближения вещества к оси вращения скорость вращения должна увеличиваться. Затем в игру вступает новый игрок: явление, обычно описываемое как «центробежная сила», хотя в рамках строгих физических понятий это вообще не сила, а просто тенденция (первый закон Ньютона) всего, что находится в движении, продолжать движение с той же скоростью и в том же направлении, если только на них не оказала воздействие внешняя сила. То самое рыболовное грузило, раскручиваемое на верёвочке, предпочло бы лететь по прямой (так и будет, если верёвочка порвётся). Чтобы заставить его двигаться по кругу, верёвочка должна обеспечивать центростремительную (направленную к центру) силу. Человек, который держит другой конец верёвки, ощущает силу, направленную от центра, поэтому, если верёвочка порвётся и грузило отлетит, то он, скорее всего, скажет, что это было вызвано центробежной силой.

Если медленно подтягивать верёвочку к себе, заставляя грузило описывать круги меньшего размера, но быстрее, то для того, чтобы сделать круг ещё меньше, требуется всё больше и больше усилий. Перенося этот принцип на большие газовые сгустки в космосе, вы можете понять, почему они имеют тенденцию сплющиваться: при одной и той же интенсивности гравитационное притяжение будет эффективнее притягивать материю вдоль оси вращения, чем перпендикулярно ей, поскольку в последнем случае оно должно противодействовать «центробежной» тенденции удалённой от оси материи улетать прочь по касательной. В итоге получается, что, если начать со сгустка примерно сферической формы и галактического размера, то вдоль оси, проходящей через его полюса, он будет сжиматься быстрее, чем на экваторе. Вначале у него появляется экваториальная выпуклость, а в конце он оказывается больше похожим на вращающийся диск, чем на шар. Более сложные причины часто заставляют галактики, превращающиеся в диски, образовывать спиральные рукава, похожие на лопасти детской вертушки, из-за чего они называются спиральными галактиками. Различные исходные условия и разные стадии эволюции также приводят образованию галактик других типов – например, эллиптических (действительно имеющих эллипсоидальную форму) и неправильных.

Наша Солнечная система расположена в одном из рукавов спиральной галактики, которую часто называют Млечный путь (рис. 3-3). Наша Галактика будет служить хорошей иллюстрацией того, какие размеры и расстояния присущи галактикам. В ней содержится что-то около 100 миллиардов (10¹¹) звёзд, которые в большинстве своём расположены в диске диаметром около 100 000 световых лет и толщиной в среднем около 1500 световых лет. В нём также есть центральная выпуклость, и всё это вместе окружено приблизительно сферическим облаком горячего газа с разбросанными в нём немногочисленными звёздами, в основном в плотных шаровых скоплениях.

Солнечная система (малой частью которой является Земля) находится примерно в 30 000 световых лет от центра галактики. (Для сравнения, Земля находится всего в восьми световых минутах от Солнца.) Вот почему мы видим нашу галактику (когда мы её вообще видим) как «Млечный путь». Когда мы смотрим в этом направлении, наш взгляд направлен вдоль плоскости галактики, где на тысячи световых лет простираются плотные скопления звёзд. В других направлениях мы смотрим более или менее прямо сквозь ближайшую к нам часть диска с относительно тонким слоем звёзд, прежде чем попадаем в «пустое» межгалактическое пространство.

РИСУНОК 3-3 Диск нашей Галактики при взгляде вдоль оси, проходящей через её полюса (вверху) и с краю. Ореол почти сферической формы, окружающий диск, не показан.

«Межгалактический» – это означает на много порядков более удалённый, чем просто «межзвёздный». Как писатель-фантаст вы должны хорошо осознавать разницу в этих понятиях. Вы не можете говорить между делом о прибывших на Землю «пришельцах из другой галактики» с технологией космических полётов, не особо отличающейся от нашей собственной. Нашими ближайшими «соседями» среди галактик являются Магеллановы облака, две неправильные галактики в паре сотен тысяч световых лет от нашей, а ближайшие галактики, очень похожие на нашу собственную, находятся на расстоянии пары миллионов световых лет. Любой, кто путешествует из одной из них в другую, должен пользоваться очень развитыми технологиями и, вполне возможно, какой-то наукой за пределами всего, что известно нам.

Вы могли бы подумать, что это могло бы означать, что галактики как таковые редко будут вызывать у писателей-фантастов нечто большее, чем второстепенный интерес, но на самом деле их роль может быть очень важна. Мой роман «Грехи отцов» вырос непосредственно из того факта, что в галактиках иногда случаются масштабные взрывы, затрагивающие всё их ядро. Излучение от такого взрыва могло бы сделать непригодными для жизни планеты по всей пострадавшей от них галактике – и мы бы не узнали, что наша Галактика стала непригодной для жизни, пока нас не достигло бы смертоносное излучение. Но предположим, что мы получили небольшое предварительное предупреждение и предложение помощи от каких-то инопланетян, которые уже знали, что могут передвигаться быстрее, чем излучение, и могут переселить население целых планет в другую галактику, заботясь об их безопасности.

Да, эти пришельцы, кийра, были очень прогрессивными. Но на данный момент они позволили мне написать два романа, и я получил много удовольствия (и многому научился), пока работал с ними.

ЗВЁЗДНЫЙ ЗВЕРИНЕЦ, И КАК ОН ПОПОЛНЯЛСЯ

Вместе с тем, возвращаясь к нашей формирующейся галактике, мы по-прежнему должны принимать во внимание существование звёзд. К тому времени, когда спадающееся облако уменьшится примерно до галактических размеров, материя станет достаточно плотной, чтобы атомы могли сталкиваться и образовывать молекулы, а молекулы – сталкиваться и образовывать частицы пыли. Мы по-прежнему говорим об очень разреженной материи – это вакуум в большей степени, чем можно было бы найти, например, на Луне, – но мы говорим ещё и об отрезках времени, измеряемых миллиардами лет. Таким образом, спустя некоторое время в зарождающейся галактике будет не только водород с небольшой добавкой чуть более тяжёлых атомов, но и некоторое количество простых молекул и пыли.

По тем же причинам, которые сделали комковатым изначальное космическое облако, а комки начали превращаться в галактики, протогалактическое облако также становится комковатым, и сгустки, если они находятся в нужном диапазоне масс, превращаются в звёзды. Образование звёзд происходит, скорее всего, в туманностях – облаках из относительно плотного газа и пыли (таких, как хорошо известные «звёздные ясли» в созвездии Ориона). Если отделяется кусок протозвёздного размера, то он, подобно более крупному сгустку, из которого образовалась галактика, сжимается под действием гравитационного притяжения его частей друг к другу. Если он вращается, он будет проявлять тенденцию к ускорению вращения по тем же причинам, что и фигурист или зарождающаяся галактика.

Но по мере того, как протозвезда спадается и вращается быстрее, попутно случается ещё пара вещей. Средняя плотность в таком облаке значительно выше, чем во всей галактике, и потому атомы сталкиваются чаще. Они также сталкиваются на более высоких скоростях: как и любые падающие объекты, атомы в протозвёздной туманности движутся с ускорением. Поскольку энергия сохраняется, вся эта потенциальная гравитационная энергия вначале преобразуется в кинетическую энергию падающих объектов, а затем в результате столкновений на высокой скорости распространяется на другие атомы. Иными словами, внутри становится одновременно и теснее, и жарче.

Значительно жарче. Столкновения становятся настолько сильными, что от многих атомов отрываются электроны, превращая газ в плазму (газ, состоящий не из электрически нейтральных атомов, а из электрически заряженных частиц, в том числе из голых атомных ядер и свободных электронов). Когда ядро становится достаточно горячим, некоторые из этих сталкивающихся атомных ядер могут слипаться, образуя более крупные и сложные ядра – это процесс, называемый термоядерным синтезом. Первая из загорающихся в новой звезде термоядерных реакций фактически представляет собой последовательность реакций, но их конечным результатом является слипание четырёх ядер водорода (протонов) с образованием одного ядра гелия с выделением огромного количества энергии. Эта реакция в настоящее время является источником энергии для Солнца, и ожидается, что всё будет продолжаться таким образом примерно на нынешнем уровне выработки энергии ещё, наверное, восемь миллиардов лет.

Насколько долго звезда может поддерживать своё существование за счет слияния атомов водорода, зависит в первую очередь от её исходной массы. В целом, чем массивнее звезда, тем больше у неё топлива, но тем быстрее она его сжигает. Таким образом, самые массивные звёзды горят жарче и ярче всего, но быстрее всего истощают свои запасы.

Звёзды обычно классифицируются в зависимости от их непрерывных спектров или, что означает то же самое, от их температур (точнее, от температур слоёв, из которых испускается большая часть света). Классы (или типы), в порядке уменьшения температуры и усиления покраснения, обозначаются как O, B, A, F, G, K и M. (Проверенное временем мнемоническое правило – «Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me.» («О, будь хорошей девочкой, поцелуй меня»)^[3].) В таблице 3-1 приведены основные свойства каждого из классов. Каждый класс подразделяется на десять подклассов, каждый из которых обозначается цифрой после буквы, например, G0, G1,... G9. (наше Солнце обычно рассматривается как G2.)

Один из столбцов в таблице 3-1 – «Время пребывания на главной последовательности». Если вы построите график светимости (или абсолютных величин) звёзд в определённой области пространства в зависимости от их температур (или спектральных классов), то получите что-то вроде рисунка 3-4, часто называемого диаграммой Герцшпрунга-Рассела (H-R). (Более подробные версии см. в таких пособиях по астрономии, как работа Смита и Джейкобса.) Главная последовательность – это диагональная полоса, тянущаяся от верхнего левого угла к нижнему правому; многие звёзды проводят на ней большую часть своей жизни.

Класс / Температура / Цвет / Светимость / Время пребывания на главной последовательности

O / 25 000 и выше / Голубой / 30 / 8×10⁶

B / 10 000-25 000 / Голубой / 100-30,000 / 8×10⁶–4×10⁸

A / 8,000-10,000 / Голубой / 5-100 / 4×10⁸–4×10⁹

F / 6,000-8,000 / Бело-голубой / 1.2-4.8 / 4×10⁹–1×10¹⁰

G / 5,000-6,000 / Жёлто-белый / 0.4-1.2 / 1.1×10¹⁰–2.7×10¹⁰

K / 3,700-5,000 / Оранжево-красный / 0.1-0,35 / 2.8×10¹⁰–4×10¹¹

M / 3,7 / Красный / 0.1 / 10¹¹

Таблица 3-1 Спектральные классы звёзд.

(Температура указана в градусах Кельвина (К), светимость в солнечных единицах [т.е. светимость Солнца = 1], а время пребывания на главной последовательности в земных годах. Указанные диапазоны являются приблизительными; значения, приведённые в разных источниках, незначительно различаются.)

Протозвезда впервые появляется на диаграмме H-R в правом верхнем углу, то есть как красный гигант. Она ещё продолжает сжиматься из большой протозвёздной туманности, а когда она, наконец, становится достаточно горячей, чтобы излучать какой-либо видимый свет, этот свет едва захватывает красный край видимого спектра. Её яркость высока не потому, что очень ярок каждый её квадратный сантиметр, а потому, что этих квадратных сантиметров великое множество. По мере того, как она продолжает сжиматься, её светимость уменьшается – то есть, звезда движется вниз по правой части диаграммы H-R – довольно быстро, с точки зрения астрономии. Когда начинается синтез водорода, звезда переходит на главную последовательность в точке, которая определяется её массой. Голубые гиганты класса O, возможно, в 20 или 30 раз массивнее Солнца и горят в десятки тысяч раз ярче Солнца, но живут всего лишь несколько миллионов лет. Солнце должно просуществовать, как минимум, десять миллиардов лет (и ему, вероятно, ещё предстоит прожить больше половины своего срока существования). Ожидается, что оранжевые и красные карлики типов K и M останутся на главной последовательности на протяжжении десятков миллиардов лет – это значительно дольше, чем предполагаемый возраст нашей Галактики, поэтому предполагается, что ни одна из этих звёзд ещё не покинула главную последовательность.

Почему звезда вообще должна покидать главную последовательность? Со временем всё водородное «топливо» оказывается израсходованным, и термоядерные реакции, которые так долго поддерживали своего рода равновесие, должны прекратиться. Ядро, больше не «раздуваемое» этими реакциями, снова начинает сжиматься под действием силы тяжести. И опять гравитационная энергия преобразуется в тепловую, поэтому температура ядра повышается – достаточно, чтобы преодолеть влияние гравитации на более холодные внешние слои и начать выталкивать их наружу. Расширяясь, они охлаждаются; но площадь их поверхности увеличивается ещё быстрее, в результате чего звезда становится больше, краснее и ярче. Иными словами, она перемещается вверх и вправо от главной последовательности, превращаясь (опять) в красный гигант. (Из-за этого её называют «беловатая звезда с избытком красного». Если рассматривать этот вопрос подробно, то он, вероятно, будет значительно сложнее и интереснее. Смотрите рассказ Пола Андерсона «Звёздный туман», рисунок на обложке Чесли Боунстелла и редакционную статью Джона У. Кэмпбелла в том же номере журнала «Analog» [август 1967], посвящённую обсуждению вопроса о том, почему вблизи такая звезда может больше походить на сияющего белого карлика, окружённого тонким красноватым облаком.)

РИСУНОК 3-4 Диаграмма Герцшпрунга-Рассела (H-R), связывающая яркость звёзд с их массой и спектральным классом.

Да, рано или поздно это случится с Солнцем, как и со всеми другими звёздами главной последовательности. (Кстати, в этом простом наблюдении заключён значительный сюжетный потенциал. Если человечество жаждет прожить больше нескольких миллиардов лет (что, по общему признанию, побило бы все предыдущие рекорды продолжительности существования вида), то ему придётся расселиться за пределы этой Солнечной системы, поскольку расширение Солнца с переходом в статус красного гиганта испепелит все ближайшие к нему планеты.) Но конец синтеза водорода и расширение с превращением в красный гигант – это не конец истории звезды. Помните, что ядро продолжает становиться всё меньше и горячее. Когда оно становится достаточно горячим (порядка ста миллионов Кельвинов), может начаться новая термоядерная реакция, превращающая гелий в углерод и вновь перемещающая звезду влево (в сторону главной последовательности) на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Когда весь гелий израсходован, внешние слои опять расширяются, но ядро продолжает сжиматься. Когда ядро становится достаточно горячим, начинается ещё одна термоядерная реакция, «сжигающая» углерод с образованием кислорода, неона и магния.

Вы наблюдаете закономерность: старая звезда проходит через ряд последовательных стадий, используя элементы, полученные в результате предыдущих реакций ядерного синтеза, для создания всё более и более тяжёлых элементов. Как же они попадают в такие места, как влажный тропический лес Амазонки или ваш буфет? Оставайтесь с нами....

Этот процесс создания элементов со всё более и более увеличивающимися номерами может дойти лишь до этого предела: создание элементов тяжелее железа не подвластно термоядерному синтезу. В конце концов, у звезды заканчиваются источники ядерной энергии, и ядро продолжает сжиматься (и нагреваться ещё сильнее), а её внешние слои продолжают расширяться. Как правило, внешние слои оказываются полностью утраченными: либо постепенно, либо в результате более или менее бурных событий вроде взрывов, называемых «новыми звёздами», а ядро продолжает существовать как очень маленькая, горячая, плотная белая звезда под названием белый карлик. Для звезды с относительно небольшой массой (вроде нашего Солнца) с этого момента все дела по большому счёту идут под откос. В конце концов, звезда (которая раньше была ядром более крупной звезды) уже не может сжиматься дальше; её гравитационное притяжение не может преодолеть силы взаимного отталкивания атомов. Таким образом, размер стабилизируется, и звезда больше не производит новой тепловой энергии взамен той, что она излучает. Так что она очень медленно остывает и тускнеет, превращаясь в итоге в чёрного карлика.

Несколько более массивную звезду (свыше 1,4 массы Солнца) может ожидать более драматичный конец. Её гравитационное притяжение достаточно сильно, чтобы, по сути, вдавливать электроны в ядра атомов, из которых она состоит, превращая всю звезду в «нейтроний» – форму материи, состоящую из плотно упакованных нейтронов. Такая материя значительно плотнее, чем что-либо в нашем повседневном опыте; масса Солнца может быть сжата в сферу диаметром всего лишь десять или двадцать километров. Кроме того, ускорение вращения, возникающее при сжатии, оказывается доведённым до крайности. Нейтронная звезда совершает полный оборот за время порядка одной секунды, испуская короткопериодические всплески излучения, которые известны нам как пульсар.

Ещё более массивную звезду может ожидать самый драматичный конец из всех возможных. Она может схлопнуться до такой высокой плотности, что даже свет больше не сможет вырваться из неё, и станет чёрной дырой.

Нейтронные звёзды и чёрные дыры обладают множеством необычных свойств, но они имеют слишком опосредованное отношение к «обычному» созданию инопланетян, чтобы оправдывать слишком большие затраты времени на них здесь. Однако я расскажу о них чуть больше в последней главе. Такие экзотические возможности действительно скрывают в себе исключительный сюжетный потенциал (см., например, роман Роберта Л. Форварда «Яйцо Дракона» о жизни на нейтронной звезде), но развитие этого потенциала ставит задачи, выходящие далеко за рамки потребностей большинства писателей.