Но откуда во Вселенной взялись элементы тяжелее железа? Ведь на Земле существуют месторождения меди, свинца, ртути, золота, урана. И каким образом тяжелые элементы попадают из звездных недр в межзвездную среду? Неужели звезда выбрасывает их, подобно тому как Солнце выбрасывает поток частиц, известный под именем «солнечного ветра»?

Ни в коем случае. Солнце выбрасывает лишь электроны, протоны, ядра гелия, а доля более тяжелых элементов в «солнечном ветре» невелика. Правда, изредка встречаются «коптящие» звезды – массивные красные сверхгиганты высокой светимости с раздутыми холодными атмосферами, охваченными бурной конвекцией. Эти звезды действительно выбрасывают углерод, причем в виде пыли – отсюда и название. Но не так уж много того углерода. И как быть с остальными элементами?

Типичный красный гигант оканчивает свое существование превращением в белый карлик – крошечную звездочку низкой светимости. Внешние же области красного гиганта отделяются от него с небольшими (порядка десятков километров в секунду) скоростями и образуют так называемую планетарную туманность (рис. 8-10 на цветной вклейке), постепенно рассеивающуюся в пространстве[9]. Однако и планетарные туманности не могут обеспечить наблюдаемое во Вселенной (и особенно на Земле) обилие элементов.

Взрывы сверхновых звезд – вот тот «плавильный тигель», где образуются элементы тяжелее железа, и одновременно способ их доставки в межзвездную среду. Нет необходимости в рамках этой книги описывать быстротекущие (порядка одной-двух секунд) процессы, происходящие во время взрыва звезды. Описание этих процессов, к тому же далеко еще не изученных, увело бы нас слишком далеко от темы. Важно запомнить: во время этих катастрофических процессов вблизи ядра звезды при колоссальных давлениях, создаваемых ударной волной, и температурах порядка триллиона кельвинов в быстротекущих ядерных реакциях создается все разнообразие тяжелых элементов. Взрыв приводит к выбросу газовой оболочки, обогащенной этими элементами, в межзвездное пространство со скоростями от 1000 до 10 000 км/с. На месте бывшего сверхгиганта остается весьма компактный объект – нейтронная звезда, а расширяющаяся газовая оболочка постепенно тормозится о межзвездную среду (обжимая ее локальные уплотнения и стимулируя тем самым звездообразование) и мало-помалу рассеивается.

Так межзвездная среда обогащается химическими элементами. Обилие тех или иных элементов определяется прежде всего вероятностью соответствующих ядерных реакций и наличием «сырья» для их протекания. В общем и целом наблюдается понятная закономерность: чем элемент тяжелее, тем меньше его во Вселенной, хотя и тут есть свои «пики» и «провалы». Например, в земной коре не так уж мало (относительно, конечно) урана-238, несмотря на то что этот изотоп нестабилен, с периодом полураспада 4,5 млрд лет, зато ничтожно мало (десятки миллиграммов) астата. Основную причину такой «несправедливости» следует искать в конкретных ядерных реакциях, идущих при взрывах сверхновых звезд.

Но общее количество тяжелых элементов, выбрасываемых при взрывах звезд, довольно велико, и эти элементы присутствуют в космосе преимущественно в виде пылинок, формирующихся по мере остывания расширяющегося облака продуктов взрыва. Так, например, известный радиоисточник Кассиопея А – самый мощный объект своего класса, являющийся остатком взрыва сверхновой, вспыхнувшей около 1680 года, содержит достаточно пыли для образования десяти тысяч таких планет, как Земля. И это еще самая скромная оценка. Выходит, что при взрыве звезды в космос было выброшено весьма значительное количество тяжелого вещества – не менее 3 % массы Солнца.

По современным представлениям, многократно подтвержденным наблюдениями, звезды рождаются из холодной газовопылевой материи. В очень молодой Галактике, лишенной тяжелых элементов, но с уже достаточно остывшей газовой средой, рождалось очень много массивных горячих звезд с ничтожным (по астрономическим меркам) сроком жизни. Взрываясь как сверхновые, эти звезды быстро обогатили межзвездную среду газом и пылью. Астрономам пока еще не удалось найти в Галактике звезду, полностью лишенную тяжелых элементов (а наличие их в звездных фотосферах запросто «ловится» спектроскопией). Пока что рекордсменом по химической бедности является одна слабая звездочка в галактическом гало – она в 100 тысяч раз беднее тяжелыми элементами, чем Солнце. Ясно, что говорить о наличии у этой звезды планет земного типа не приходится – им просто неоткуда взяться.

Отсюда понятно, что Солнце, коль скоро мы живем на поверхности его твердого спутника, никак не могло быть звездой «первого поколения» – оно образовалось значительно позже, когда обилие тяжелых элементов в газово-пылевой материи Галактики было уже близким к современному. Вообще считается, что любой атом Земли (и вашего тела, читатель) в прошлом трижды побывал в недрах звезды – в среднем, конечно. Иначе откуда бы взялось то обилие элементов, которое обеспечивает столь сложные химические процессы, какие протекают в живых организмах?

Возраст Земли оценивается в 4,6 млрд лет. Поскольку считается (и не без оснований), что звезды и их планетные системы рождаются в рамках единого процесса, вряд ли Солнце намного старше Земли. Итак, к моменту рождения Солнца возраст Галактики уже превышал 7 млрд лет и диффузная материя в ней уже была обогащена тяжелыми элементами – почти до современного их количества. Среди тяжелых (я имею в виду: более тяжелых, чем водород и гелий) элементов важнейшее значение для звездообразования имеет углерод.

Именно его атомы имеют склонность слипаться в пылинки и, в частности, образовывать сложные структуры типа фуллеренов (последние найдены в космической пыли). Агрегат из сотни атомов – уже пылинка. Но для процесса звездообразования важно не то, что углерод в межзвездном облаке присутствует частично в виде пыли, а то, что он вообще там присутствует. Прочие атомы и молекулы (а в межзвездной материи спектроскопическими методами выявлено более 50 молекул, среди которых есть даже 13-атомная молекула цианодекапентина HC₁₁N) не играют столь серьезной роли.

Дело вот в чем. Углерод легко поглощает ультрафиолетовые кванты, излучая взамен инфракрасные. Для инфракрасных квантов не очень плотное газово-пылевое облако прозрачно, так что они беспрепятственно покидают его, унося энергию. За счет этого температура многих облаков межзвездной материи невелика. Углерод, как говорят, играет роль «холодильника», и это обстоятельство имеет важнейшее значение.

Всем известно, что звезды рождаются из газово-пылевой материи вследствие ее конденсации под действием собственной силы тяжести. О том же говорит и вся совокупность наблюдательных данных. Альтернативные гипотезы вроде рождения звездных скоплений по причине распада каких-то неведомых сверхплотных тел не нашли подтверждения. Известно также, что средняя плотность межзвездного газа в Галактике составляет в настоящее время примерно 1 атом на кубический сантиметр. Но гораздо раньше, чем была оценена средняя плотность межзвездного газа, стало ясно, что газ и пыль распределены по Галактике отнюдь не равномерно, а образуют облака, или туманности. Если между облаками плотность газа менее 0,1 атома на кубический сантиметр, то в облаках она обычно превышает 10 атомов на кубический сантиметр. Можно показать, что межзвездная среда, первоначально сравнительно однородная, обязательно будет делиться на облака диффузной материи и сравнительно пустое пространство между ними.

Некоторые из облаков малы, другие громадны. Есть темные и светлые туманности, холодные и нагретые излучением молодых горячих звезд, атомарные ионизованные, атомарные неионизованные и, наконец, молекулярные. Но какое облако будет сжиматься под действием собственной гравитации, а какое нет?

Прежде всего, сильно нагретые облака ионизованного газа сжиматься не будут. Бешеное излучение горячих ОВ-звезд, находящихся в этих облаках или вблизи них, нагревает облака настолько, что сила собственной гравитации облака полностью уравновешивается кинетической энергией атомов. Газ в таких облаках, известных как эмиссионные туманности, полностью ионизован и имеет температуру порядка нескольких тысяч кельвинов. Пылинки – и те разрушаются под действием мощного ультрафиолетового излучения горячих звезд. Хороший пример такой туманности – Большая туманность Ориона (рис. и на цветной вклейке).