Хранители времени. Реконструкция истории Вселенной атом за атомом

В конце концов – через 7 миллиардов лет – Солнце расширится и станет красным гигантом, поглотив Меркурий и Венеру и опалив Землю. Однако нам не придется ждать так долго, чтобы увидеть еще одну масштабную трансформацию нашей планеты. Термоядерные реакции, происходящие в ядре, и сопутствующие изменения во внутренней структуре (глава 16) постепенно делают Солнце все ярче. Примерно через миллиард лет яркость нашей звезды повысится примерно на 10 %. Величина кажется скромной, но в десять раз превышает нагрев, вызванный парниковыми газами, которые мы добавили в атмосферу за двести лет. Более теплая поверхность Земли приведет к большему испарению H2O из океанов. Но важнее всего то, как это отразится на высоте от 10 до 20 км над поверхностью Земли.
Тропосфера – это слой воздуха, который поднимается от земли примерно на 20 километров на экваторе и на 10 километров в средних широтах. Это слой, внутри которого рождается погода. На всем его протяжении температура неуклонно падает, составляя в среднем от 16 °C на поверхности до холодных –50 °C наверху. (На этих высотах в тропосфере летают самолеты, поэтому в следующий раз проверьте на мониторе полета температуру наружного воздуха.) Выше располагается стратосфера, простирающаяся вверх на 50–60 км. В ней температура снова повышается, достигая наверху примерно 0 °C. Именно в нижней стратосфере находится слой молекул озона (O3), который не позволяет большей части ультрафиолетового излучения Солнца попасть в нижние слои атмосферы и на поверхность планеты13.
Минимальная температура на границе тропосферы и стратосферы означает, что воздух там очень сухой. Во-первых, холодный воздух может содержать меньше водяного пара, чем теплый, а во‐вторых, большая часть водяного пара конденсируется в жидкость по мере того, как он поднимается и охлаждается в верхних слоях тропосферы, выпадая в виде дождя или снега, даже не достигнув границы. Поэтому в среднюю стратосферу поднимается очень мало воды. Это очень важно, потому что только там, над защитным озоновым слоем, ультрафиолетовое излучение Солнца может разрушить молекулы H2O и позволить H2 улетучиться.
Однако по мере того, как Солнце становится ярче, а пограничный слой нагревается, утечка Водорода из нынешней струйки спустя миллиард лет превратится в поток. В течение еще одного миллиарда лет большая часть океанов испарится, и Земля станет горячей, сухой и свободной ото льда. Еще через миллиард или два миллиарда лет вся вода исчезнет, и Земля станет напоминать Венеру, на которой этот процесс завершился в течение первого миллиарда лет существования Солнечной системы, после чего в атмосфере планеты начал преобладать CO2, а температура ее поверхности достигла 460 °C. Жизнь, известная нам, исчезнет. Хорошая новость в том, что у нас еще много времени (в 10 000 раз больше, чем властвуют Homo sapiens), чтобы понять, что нам делать.
 Глава 15 
 День рождения Солнца: формирование Солнечной системы 
Моя бабушка по отцовской линии была белоруской и понятия не имела, когда у нее день рождения. Причиной тому была не утрата ума – она умерла в девяносто девять лет и сохранила ясность мышления до самых последних дней. Просто в конце XIX века в царской России крестьян не особо волновало, когда у них день рождения. Полагаю, то же самое можно сказать и о Солнечной системе: выяснение точной даты ее появления на свет – это не столь серьезная проблема. Впрочем, это удовлетворило бы праздное любопытство и помогло бы объяснить, почему планеты устроены так, как устроены, а также расширило бы сферу применения наших историков-атомов за пределами существования самой Земли. В сущности, благодаря им мы даже можем получить некоторое представление о том, что происходило в окрестностях нашей планеты до того, как возникло Солнце.
 Сценарий формирования 
Наша галактика, Млечный Путь, представляет собой совокупность более чем 100 миллиардов звезд, удерживаемых вместе взаимным гравитационным притяжением. Все началось с крошечного колебания избыточной плотности в удивительно однородной и чисто газообразной Вселенной. Постепенно, по прошествии, возможно, миллиарда лет или еще более долгого времени, эта порция дополнительной массы обрастала веществом, медленно наращивала массу и все сильнее притягивала к себе вещество из еще более далеких пределов. По мере сжатия изначальное случайное вращение становилось все быстрее – так фигуристка прижимает к себе руки, когда хочет ускорить вращение1, – и со временем большая часть обычной материи сжалась в относительно тонкий диск, образовав галактику в форме вертушки, которую мы видим сегодня, с толщиной всего в несколько тысяч световых лет и диаметром 100 000 световых лет.
 
Сперва Млечный Путь состоял в основном из газа2, но процесс его отделения от окружающей среды – обрастание крошечного случайного пика плотности все большим и большим количеством вещества – воспроизвелся в микрокосме по мере того, как в результате флуктуаций газового диска начали формироваться звезды. К настоящему времени, спустя 13 миллиардов лет, в звездах находится примерно 90 % галактического газа, и только 10 % осталось для формирования будущих поколений звезд и планет.
Если сказать, что население Галактики составляет более 100 миллиардов звезд, может показаться, что она очень многолюдна, но вряд ли это так. Если мы представим Солнце (диаметром свыше полутора миллионов километров) в виде апельсина в Нью-Йорке, то Земля, размером не превышающая песчинки, расположится на расстоянии 4,5 метра от него. Самая далекая планета, Нептун, будет с горошину и займет свое место в двух городских кварталах, а следующая звезда, по размеру и температуре подобная Солнцу, – и так удачно представленная вторым апельсином, – окажется в Миннеаполисе. На долю звезд приходится лишь 100-миллиардная триллионная доля (примерно 10–23) объема Галактики. Поэтому большая часть Млечного Пути – это то, что мы называем межзвездным пространством.
Это пространство не совсем пустое – там по-прежнему остается 10 % первозданного газа, из которого еще не образовались звезды. Это вещество, как и сама Вселенная, по большей части состоит из Водорода и Гелия, но они распределены неравномерно. Почти во всем межзвездном пространстве частицы газа находятся очень далеко друг от друга: всего 1 атом на 100–1000 кубических сантиметров (всего лишь один атом Водорода в литровом контейнере – эта плотность в 10 000 раз меньше, чем лучший вакуум, который мы можем создать в лаборатории). Температуры в этих областях колеблются от нескольких сотен тысяч до нескольких миллионов кельвинов, поэтому большая часть атомов, находящихся там, ионизирована. Высокие температуры и низкие плотности создаются и поддерживаются звездными взрывами, которые мы рассмотрим в главе 16.
В нескольких процентах межзвездной среды (так мы называем вещество между звездами) газ охладился и сконденсировался до гораздо более высоких плотностей, которые составляют от 1 до 100 атомов на кубический сантиметр при температуре от 100 до 200 К. В нескольких процентах из этих процентов есть даже более плотные области – их температура не превышает 10 К, и на каждый их кубический сантиметр приходится от нескольких тысяч до десятков миллионов атомов. В этих плотных холодных облаках иногда возникают молекулы и обнаруживаются микроскопические пылинки, состоящие в основном из Углерода, Кремния и Железа, и здесь же может содержаться вещество, масса которого превышает массу Солнца во много раз, от сотен до миллиона. Именно здесь появляются на свет новые солнечные системы.
Опять же, все начинается с того, что небольшое случайное колебание плотности внутри одного из этих холодных темных облаков начинает прирастать за счет аккреции окружающего вещества. В центре формируется звездное ядро, окруженное вращающимся диском, который простирается на 100 миллиардов километров, а возможно, и еще дальше. Коллапсирующее облако, продолжая сжиматься и отделяться от окружающего вещества, становится протозвездной туманностью, предшественником новой солнечной системы. Обычно более 99 % вещества заканчивает свой путь в центральной звезде (99,86 % в случае нашей Солнечной системы), но окружающий диск все еще содержит примерно 3 триллиона триллионов тонн (3 × 1027 кг) исходного материала, из которого образуются планеты, спутники, астероиды и кометы.