Более старые по сравнению с Солнцем звезды появились раньше, чем наша Галактика была так сильно «загрязнена». Поэтому по сравнению с Солнцем их поверхность должна испытывать недостаток тяжелых элементов. У звездного света сложный спектр, в котором каждый вид атомов оставляет характерный след. (Например, уличные огни знакомы нам по желтому натриевому свету или характерному голубому свету ртутных паров.) И в самом деле, более тяжелые атомы реже встречаются на самых старых звездах, что соответствует общей схеме истории Галактики. Напротив, гелий очень распространен даже на старых звездах. Причина этого, которую мы обсудим в следующей главе, ведет нас непосредственно к первым минутам после Большого взрыва.
АТОМНЫЙ КОЭФФИЦИЕНТ: ε = 0,007
Расчет соотношения различных атомов – и понимание того, что Творцу не было никакой нужды поворачивать целых 92 ручки настройки, – это триумф астрофизиков. Мы не знаем некоторых деталей, но суть зависит всего лишь от одного числа – значения той силы, что удерживает вместе частицы (протоны и нейтроны), из которых состоят атомные ядра.
Знаменитое уравнение Эйнштейна Е=mc>2 сообщает нам, что масса (m) соотносится с энергией (Е) через скорость света (с). Таким образом, скорость света имеет фундаментальное значение. Она точно определяет «переводной коэффициент»: сообщает нам, сколько энергии можно получить из каждого килограмма вещества. Единственный способ, с помощью которого некоторая масса материи может быть на 100 % превращена в энергию, – это ее соприкосновение с равной массой антиматерии, которая (к счастью для нас) в нашей Галактике нигде не встречается в больших количествах. Всего лишь килограмм антиматерии даст такое количество энергии, какое большая электростанция вырабатывает за 10 лет. Но обычное топливо, такое как бензин, и даже взрывчатые вещества, такие как тринитротолуол, высвобождают только миллиардные доли содержащейся в веществе «энергии массы покоя». С помощью этих материалов можно провести химические реакции, которые не изменяют ядра атомов, а только перетасовывают орбиты их электронов и связи между атомами. Но сила термоядерной реакции приводит в трепет, потому что ее эффективность в миллионы раз выше, чем при любом химическом взрыве. Вес ядра атома гелия составляет 99,3 % от веса двух протонов и двух нейтронов, которые нужны, чтобы его создать. Оставшиеся 0,7 % высвобождаются в основном как тепло. Поэтому топливо, которое снабжает энергией Солнце – водород в его ядре, – превращает 0,007 % своей массы в энергию, когда превращается в гелий. Именно число ε определяет срок жизни звезд. Дальнейшие превращения гелия вплоть до железа дают прирост выхода энергии всего на 0,001 %. Таким образом, более поздние стадии жизни звезды оказываются относительно короткими. (Они становятся еще короче, потому что в самых горячих частях звездного ядра дополнительная энергия незримо утекает в нейтрино.)