Веревка вокруг Земли и другие сюрпризы науки - Карл Саббаг

Американская певица Джони Митчелл в свое время написала песню «Мы — звездная пыль», и это название, пожалуй, можно было бы счесть просто красивой метафорой, наподобие «Мы построим лестницу в рай»[10] или «Поймай упавшую звезду»[11], если бы не тот факт, что Митчелл также пела об «углероде возрастом в миллиард лет», давая понять, что знает, о чем говорит.

Химические элементы, образующие наше тело, в том числе железо в крови и кальций в составе костей, за одним-единственным исключением возникли совсем в другом теле — в бушующем теле звезды. А исключение — это водород, самый распространенный элемент во Вселенной, который запустил процесс формирования всех звезд и до сих пор подпитывает ближайшую к нам звезду — наше Солнце. Водород — простой по строению элемент; представьте себе ядро-протон, вокруг которого по орбите вращается другая частица — электрон, хотя современным ученым такая модель видится чересчур упрощенной. Водород — своего рода кирпичик, из которого строятся все остальные химические вещества, обладающие бо́льшими количествами ядерных частиц и большими количествами электронов.

В ходе событий, составляющих жизненный цикл некоторых звезд, атомы водорода под высоким давлением объединяются и образуют более тяжелые элементы, например гелий, а тот, в свою очередь, при высоких давлении и температуре образует углерод и кислород. К этой стадии изначальные атомы, состоящие из одного протона и одного электрона, объединяются в более крупные атомы: у некоторых по шесть протонов и электронов (углерод), у других — по восемь (кислород). По мере того как звезда становится все более и более плотной, сила тяжести спрессовывает эти атомы, соединяя их в единое целое и производя новые, еще более тяжелые химические элементы, и так происходит вплоть до образования железа. У атомов железа по 26 протонов и электронов, на этом процесс столкновения атомов и слияния их под давлением в атомы с более высокой атомной массой прекращается. Железо начинает накапливаться в ядре звезды, это ядро делается все тяжелее и тяжелее, пока звезда не разрушается под своим собственным весом.

На эволюцию звезды от газообразного состояния (водород) до образования «твердого» железного ядра уходит примерно 10 миллионов лет, но с гибелью звезды все результаты этой огромной работы идут насмарку менее чем за секунду. Ударная волна распространяется из центра звезды, взрывая наружные оболочки, содержащие целый ряд элементов, которые являют собой промежуточные стадии на пути от водорода к железу: само железо, кремний, кислород и углерод. При взрыве в течение нескольких дней выделяется невероятное количество света и других видов энергии; это явление можно увидеть с Земли в телескоп, оно получило название «сверхновой» — сначала наблюдаемая с Земли звезда становится во много раз ярче, а потом гаснет.

Химические элементы, образовавшиеся в недрах одной звезды, распространяются в космическом пространстве и формируют другие звезды, например наше Солнце, которое возникло из облака материи, притянутого силой тяжести к некой центральной точке. Некоторые элементы этого облака сгустились, образовав планеты, в том числе и Землю, таким образом, более тяжелые (имеется в виду все, что тяжелее водорода) элементы, которые прежде содержались в наружных оболочках звезды, обрели последнее пристанище на поверхности Земли и в ее атмосфере. А оттуда понадобился всего лишь один шажок, чтобы небольшое количество этой «звездной пыли» стало частью наших тел в следующих пропорциях: кислород (65 %), углерод (18 %), азот (3 %), кальций (1,5 %), фосфор (1 %), калий (0,35 %), сера (0,25 %), натрий (0,15 %), магний (0,05 %), а также медь, цинк, селен, молибден, фтор, хлор, йод, марганец и железо (все вместе 0,70 %).

А вот имеющийся в наших телах водород —10 % от общей массы — вряд ли произошел от взрыва далекой звезды, газообразного водорода хватает повсюду, он в большом количестве содержится в межзвездном пространстве. Так что, возможно, слова песни Джони Митчелл стоит слегка подкорректировать: «Мы на 90 % звездная пыль».

Эффект Доплера (см. главу «Нечестно по отношению к Бёйс-Баллоту?») — один из главных инструментов в астрономии. Именно благодаря ему мы пришли к пониманию факта, что Вселенная расширяется: световые волны, доходящие до нас от отдельных звезд и галактик, ближе к красной части спектра, чем можно было ожидать, а происходит это из-за так называемого «красного смещения», когда источник света удаляется от наблюдателя. Красное смещение света сродни понижению частоты звуковых волн, когда источник звука удаляется от слушающего.

До недавнего времени скорости расширения Вселенной, поддающиеся измерению, были в области 30 000 километров в секунду. Когда галактика удаляется от нас на такой скорости, изменение цвета испускаемого ею света достаточно заметно и легко поддается измерению.

Методика измерения такова.

Большинству читателей наверняка известно, что свет, воспринимаемый нами как белый, на самом деле состоит из световых волн всех цветов радуги. Если пропустить свет через призму так, чтобы после преломления он падал на лист белой бумаги, вы увидите спектр цветов: от красного к желтому, зеленому и голубому. Все эти цвета обычно смешиваются в единый луч белого света, а треугольная стеклянная призма, преломляя его, раскладывает луч на цвета спектра. Если бы источник белого света очень быстро удалялся от призмы, цвета спектра изменились бы. Фиолетовый свет, который был на одной из границ спектра, превратился бы в синий, голубой сменился бы на зеленый, а зеленый свет казался бы желтым. Все цвета сместились бы к красной границе спектра. Если бы такое случилось с белым светом, исходящим, скажем, от Солнца, те световые волны, которые находились за пределами фиолетовой границы спектра (ультрафиолетовые волны), стали бы фиолетовыми, так что для невооруженного глаза ничего не изменилось бы. Но физики научились выявлять это смещение, используя так называемые эмиссионные линии.

Каждый химический элемент, если его нагреть жаром звезды, галактики или на горелке Бунзена, начнет испускать свет, в спектре которого — в определенной его части — будут различимы отчетливые яркие линии. Спектральные рисунки разных элементов хорошо узнаваемы по расстояниям между линиями и по яркости самих отдельных линий. Таким образом, когда астрономы видят, что линии какого-то конкретного элемента — к примеру, гелия, чьи волны обычно находятся в желтой части видимого спектра, — сместились в сторону красной границы спектра, они понимают, что источник света, содержащий гелий, удаляется от нас, и могут определить, как быстро он движется, измерив, насколько его волны отклонились в сторону красного.

Этот способ отлично подходит для астрономических тел, обладающих высокой скоростью, но в случае с объектами, которые движутся или изменяют скорость медленно, он не столь эффективен. А между тем в астрономии есть разделы, где незначительные изменения скорости очень важны. Один из таких подразделов астрономии исследует вероятность существования планет, вращающихся по орбитам вокруг далеких звезд. Эти планеты не видны в телескоп, но их можно выявить по влиянию на движение звезды, вокруг которой они вращаются.