Вселенная. Жизнь. Разум - Наука (И.С. Шкловский)

вариант, развиваемый Вулфсоном, предполагает, что газовая струя, из которой
образовались планеты, была выброшена из проходившего мимо Солнца космиче-
ского объекта. В качестве последнего принимается уже не звезда, а протозвез-
да — «рыхлый» объект огромных размеров (в 10 раз превышающий радиус нынеш-
ней земной орбиты) и сравнительно небольшой массы На рис. 48

приведена схема такого «столкновения», основанная на точных расчетах. Положе-
ние протозвезды на гиперболической орбите вокруг Солнца приведено для разных
моментов времени, которое выражается в секундах. Все явление близкого прохож-

дения протозвезды, схематически изоб-
раженное на рис. 48, занимает около

30 лет. Из рисунка видно, как деформи-

руется поверхность протозвезды под

влиянием приливных сил. На этом ри-
сунке приведены также различные орби-
ты захваченных Солнцем отдельных

«кусков» протозвездного сгустка. Для
каждой такой орбиты указаны кратчай-
шее расстояние до Солнца и эксцентри-

ситет. Непосредственно видно, что неко-
торые орбиты так же удалены от Солн-

ца, как орбита Юпитера и даже даль-
ше,—как показывают расчеты,—до 30

астрономических единиц. Таким обра-

зом, новейшая модификация гипотезы

Джинса снимает основную трудность, с
которой столкнулся ее первоначальный
вариант — объяснение аномально боль-
шого вращательного момента планеты.
В схеме Вулфсона это достигается пред-
положением о больших размерах «стал-
кивающегося» с Солнцем объекта и его
сравнительно небольшой массе. Из
рис. 48 видно, что первоначальные орби-
ты сгустков были весьма эксцентричны.
Так как заведомо не весь захваченный
Солнцем газ смог конденсироваться в

планеты, вокруг движущихся сгустков
должна была образоваться некоторая

газовая среда, которая тормозила бы их движение. При этом, как из-

вестно, первоначально эксцентричные орбиты постепенно будут становиться кру-
говыми. На это потребуется сравнительно мало времени — порядка нескольких
миллионов лет. Каждый такой сгусток будет довольно быстро эволюционировать
в протопланету. Вращение протопланет может быть обусловлено действием при-
ливных сил, исходящих от Солнца. В рамках этой модели можно также понять
происхождение спутников планет. Последние отделяются от протопланет при сжа-

тии из-за их несимметричной фигуры. Следует заметить, что эта гипотеза сравни-
тельно легко объясняет происхождение больших планет и их спутников. Для объяс-
нения планет земной группы необходимо привлечь новые представления.

Гипотеза Джинса в модификации Вулфсона заслуживает внимания. Она, по су-

ществу, связывает образование планет с образованием звезд. Последние образуют-
ся из межзвездной газопылевой среды группами в так называемых «звездных ассо-
циациях» (см. гл. 4). В таких группах, как показывают наблюдения, сперва
образуются сравнительно массивные звезды, а потом всякая "звездная мелочь". ко-

118

торая эволюционирует в карлики. Это хорошо согласуется с гипотезой Джинса —
Вулфсона. Расчеты показывают, однако, что если этот механизм был бы един-

ственной причиной образования планетных систем, то их количество в Галактике

было бы весьма мало (одна планетная система, примерно, на 100000 звезд), хотя
и не так катастрофически мало, как в первоначальной гипотезе Джинса. По суще-

ству, это является единственным уязвимым пунктом современной модификации ги-
потезы Джинса. Если с достоверностью будет доказано, что около хотя бы неко-

торых ближайших к нам звезд имеются планетные системы, эта гипотеза будет
окончательно похоронена. Похоже на то, что в настоящее время такое доказатель-

ство уже имеется (см. предыдущую главу).

Выше мы уже упоминали, что выдающийся советский ученый и общественный

деятель О. Ю. Шмидт в 1944 г. предложил свою теорию происхождения Солнечной
системы. Согласно О. Ю. Шмидту наша планетная система образовалась из веще-
ства, захваченного из газопылевой туманности, через которую некогда проходило
Солнце, уже тогда имевшее почти «современный» вид. При этом никаких трудно-
стей с вращательным моментом планет не возникает, так как первоначальный мо-
мент вещества облака может быть сколь угодно большим. Начиная с 1961 г. эту
гипотезу развивал английский космогонист Литтлтон, который внес в нее суще-
ственные улучшения. Нетрудно видеть, что блок-схема «аккреционной» гипотезы
Шмидта — Литтлтона совпадает с блок-схемой «гипотезы захвата» Джинса — Вулф-
сона. В обоих случаях «почти современное» Солнце сталкивается с более или менее
«рыхлым» космическим объектом, захватывая части его вещества. Следует, впро-
чем, заметить, что для того, чтобы Солнце захватило достаточно много вещества,
его скорость по отношению к туманности должна быть очень маленькой, порядка
ста метров в секунду. Если учесть, что скорость внутренних движений элементов
облака должна быть не меньше, то, по существу, речь идет о «застрявшем» в обла-
ке Солнце, которое, скорее всего, должно иметь общее с облаком происхождение.
Тем самым образование планет связывается с процессом звездообразования. В сле-
дующей главе мы рассмотрим гипотезы, в которых планеты и Солнце образова-
лись из единой «солнечной» туманности. По существу, речь пойдет о дальнейшем
развитии гипотезы Канта — Лапласа.

10. Вращение звезд и планетная космогония

Прежде чем перейти к изложению современных гипотез, являющихся разви-

тием идей Канта и Лапласа, необходимо остановиться на важной характеристике
звезд — их вращении вокруг своих осей. Еще в 1877 г. почти забытый сейчас ан-

глийский астроном Эбни предложил совершенно правильную идею определения

скорости вращения звезд путем спектрографических наблюдений. В самом деле,
представим себе звезду, достаточно быстро вращающуюся вокруг оси, составляю-

щей некоторый угол с лучом зрения. Тогда, очевидно, часть поверхности звезды
будет двигаться от наблюдателя, часть — к наблюдателю. Вследствие эффекта До-
плера все линии в спектре этой звезды будут расширены, так как этот спектр обус-
ловлен излучением всей звезды в целом.

В те времена астроспектроскопия была еще в зачаточном состоянии, и блестя-

щая идея Эбни не могла быть реализована. Положение осложнялось еще тем, что,
как показали дальнейшие наблюдения, в спектре одной и той же звезды могут
быть как узкие, так и широкие линии. Потребовалось несколько десятилетий, пре-
жде чем астрономы смогли разобраться в многочисленных причинах, приводящих
к расширению линий звездных спектров. Оказалось, что ряд явлений в атмосферах
звезд (где образуются спектральные линии), не имеющих ничего общего с враще-

нием звезды как целого, по-разному
расширяют различные линии. В част-
ности, линии, принадлежащие доста-
точно распространенным элементам,

при соответствующих физических ус-
ловиях в атмосферах звезд могут
быть очень широкими, независимо
от вращения звезды.

Только в 1928 г. американский

астроном О. Л. Струве и советский
астроном Г. А. Шайн решили эту
проблему. На рис. 49 приведены участ-
ки спектров трех горячих звезд:

Геркулеса, Большой Медведицы

и звезды, обозначаемой как HR 2142.

Три самые интенсивные линии в этих

спектрах принадлежат водороду
(крайняя левая) и гелию. Сравнение
верхней и средней спектрограмм по-
казывает, что в то время как водо-

родная линия выглядит почти одинаково, гелиевые линии на сред-
ней спектрограмме заметно шире и не так контрастны, как на верхней. На
нижней спектрограмме все линии очень широки и размыты, что делает их почти
невидимыми. Истолкование этих спектров простое: на верхней спектрограмме со-
ставляющая скорости вращения по лучу зрения близка к нулю (т. е. звезда почти
не вращается или же вращается вокруг оси, практически совпадающей с лучом зре-

ния), между тем как средняя спектрограмма указывает на скорость вращения
210 км/с. Так как ширина водородной линии (объясняемая разными причинами,
ничего общего с вращением звезды не имеющими) очень велика, то вращение
звезды еще не оказывает на нее заметного влияния. Иное дело звезда, спектр кото-
рой приведен в нижней части рис. 49. Здесь скорость вращения настолько велика
(450 км/с), что все линии в спектре, в том числе и , оказываются сильно расши-
ренными и «замытыми».

120

Подобным методом к настоящему времени исследовано вращение большого

количества звезд. Анализ этого обширного наблюдательного материала показал,

что скорости вращения звезд вокруг своих осей весьма неодинаковы. Мы видели,

что, например, экваториальная скорость вращения Солнца вокруг своей оси всего
лишь около 2 км/с, в то время как скорости вращения некоторых звезд превосхо-
дят солнечную в 200 раз! Оказалось, что ско-
рости вращения закономерно связаны со
спектральным классом звезд. Быстрее всего
вращаются массивные звезды классов О и В,

практически не вращаются желтые и красные
карлики. В табл. 3 приведены данные о ско-

ростях вращения звезд различных спектраль-

ных классов.

Обращает на себя внимание следующее

обстоятельство: где-то вблизи спектрального

класса F5 (температура поверхности звезд это-

го класса около 6 тыс. К) скорость вращения
резко, почти скачком уменьшается. В то время

как звезды более «ранних» спектральных клас-

сов вращаются с экваториальной скоростью,
как правило, превышающей 100 км/с, кар-
лики спектральных классов G, К, М практически не вращаются. Последнее об-

стоятельство доказано самыми тщательными спектрографическими наблюдениями.

Возникает основной вопрос: почему такая характеристика звезд, как вращение,

изменяется не плавно вдоль главной последовательности звезд, а с к а ч к о м , вбли-

зи спектрального класса F5? Ведь другие основные характеристики, как, например,
спектральный класс, светимость, температура поверхности, меняются вдоль глав-
ной последовательности звезд н е п р е р ы в н о . Чтобы попытаться ответить на
этот важный вопрос, рассмотрим следующий мысленный эксперимент. Что было
бы, если бы все планеты Солнечной системы слились с Солнцем? Так как в изоли-
рованной системе момент количества движения должен сохраниться, а масса всех
планет ничтожно мала по сравнению с массой Солнца, то Солнце с необходи-

мостью должно было бы вращаться с экваториальной скоростью, в 50 раз боль-

шей, чем сейчас (так как его вращательный момент должен был бы увеличиться с
2 до 100% полного момента количества движения Солнечной системы). Следова-
тельно, экваториальная скорость вращения Солнца стала бы близкой к 100 км/с.
Но это как раз нормальная скорость вращения звезд, более массивных и горячих,
чем F5. Напрашивается важный вывод: скорость вращения Солнца, которая когда-
то была довольно высокой, резко уменьшается (в 50 раз) благодаря тому, что
основная часть момента количества движения была передана планетам.

Мы можем считать, что не горячие звезды аномально быстро вращаются,

а наоборот, холодные карликовые звезды почему-то очень медленно вращаются.
По аналогии с Солнцем следует как бы напрашивающийся вывод: причина медлен-
ного вращения звезд главной последовательности, начиная со спектрального класса

F5 и более поздних, — наличие вокруг них планетных систем, по какой-то пока не-
известной причине «вобравших» в себя большую часть первоначального момента
того сгустка вещества, из которого сформировались звезды и планеты.

Мыслимы по крайней мере два механизма «перекачки» момента от централь-

ной звезды к планетам. Первый такой механизм был предложен известным швед-
ским физиком и астрономом Альвеном, который обратил внимание на то, что
роль «передаточного ремня» может выполнять магнитное поле. Развитие идеи
Альвена содержится в космогонической гипотезе английского астрофизика Хойла,
выдвинутой в 1958 г.

121

Следуя классической традиции, Хойл считает, что планеты образовались из не-

которой газопылевой туманности. В первоначальную эпоху плотность вещества
в этой туманности была очень низка. Отдельные «куски» туманности двигались
друг относительно друга с беспорядочными скоростями. Величина таких скоростей,
как следует из наблюдений «диффузных» туманностей, около 1 км/с.

По этой причине первичная гуманность должна обладать некоторым момен-

том количества движения, причем он оказывается очень большим (главным обра-

зом из-за больших размеров туманности — порядка нескольких световых лет). Если
бы в процессе конденсации момент количества движения сохранялся, то эквато-
риальная скорость «новорожденной» звезды была бы почти равна скорости света.

Поскольку, однако, это заведомо не так, необходимо допустить, что по крайней
мере 99 % момента количества движения было потеряно туманностью до того, как
образовалась звезда. Такая «утечка» момента, согласно Хойлу, может быть обус-

ловлена межзвездным магнитным полем. Так как силовые линии этого поля, «при-

клеенные» к конденсирующемуся облаку, уходят в бесконечность, то, как оказы-
вается, вдоль них, как По гибким струнам, может «перекачиваться» момент от
облака к окружающей его межзвездной среде. Однако такой процесс «перекачки»
по причине, на которой мы не можем здесь останавливаться, будет идти только до

тех пор, пока плотность облака не станет достаточно высокой. Начиная с этого вре-
мени эффективная передача момента от облака к окружающей среде прекратится.

Этот результат имеет большое значение, так как он не позволяет объяснять

очень медленное вращение сравнительно холодных звезд (в том числе Солнца)

передачей момента сжимающейся туманностью окружающей межзвездной среде.

Как показывают расчеты, выполненные Хойлом, оставшийся момент, если бы он

был сосредоточен только в сконденсировавшейся звезде, соответствовал бы эквато-

риальной скорости вращения последней в несколько сот километров в секунду.
Именно такие скорости вращения наблюдаются у сравнительно горячих звезд.
Коль скоро более холодные звезды вращаются очень медленно, необходимо допу-

стить, что они потеряли свой момент только после того, как первичная туманность
сжалась до небольших размеров, например до размеров Солнечной системы.

Остается объяснить два факта:

а) почему звезды, спектральные классы которых более поздние, чем F5, поте-

ряли почти весь свой вращательный момент?

б) почему это не произошло у более горячих звезд?
Чтобы ответить на эти вопросы, обратим внимание на то, что по мере сжатия

туманность (мы можем теперь называть ее «протозвездой») будет вращаться во-
круг своей оси все быстрее и быстрее. Можно показать, что при массе прото-
звезды, равной солнечной, и при радиусе, превышающем солнечный в 40 раз, цен-
тробежная сила на экваторе будет уравновешивать силу притяжения. Наступает
состояние неустойчивости, и вещество отделяется от звезды, образуя эквато-
риальный диск. Пока это еще соответствует схеме Лапласа.

Однако в формирующейся звезде можно ожидать наличия общего магнитного

поля. Если силовые линии этого поля проходят через отделившийся диск (а в про-
цессе отделения диска они не могли «порваться»), вращение оставшейся основной

массы протозвезды будет з а к р у ч и в а т ь их. В результате существования такой
«магнитной» связи между отделившимся от протозвезды диском и ее основной
массой из-за натяжения силовых линий вращение протозвезды будет тормозиться,
а диск начнет удаляться от поверхности протозвезды, причем каждая его точка бу-
дет уходить наружу по спирали. С течением времени диск вследствие трения «раз-
мажется», и часть его вещества превратится в планеты, которые таким образом
«унесут» с собой значительную долю момента.

Почему же такой процесс происходит у сравнительно холодных протозвезд, а

у более г о р я ч и х нет? Ответ на этот важный вопрос состоит в следующем. Масса

122

отделившегося от протозвезды диска не очень велика, поэтому диск не может «на-
мотать» на себя большое количество витков силовых линий магнитного поля.

В противном случае упругость силовых линий разорвала бы его и дальнейший про-
цесс «наматывания» прекратился. Единственное место, где могут находиться на-
матываемые витки силовых линий, — это внешние слои протозвезды. В процессе та-

кого наматывания силовые линии должны погружаться в сравнительно глубокие
слои протозвезды. Оказывается, что благоприятные условия для такого «погруже-
ния» силовых линий имеются только у сравнительно холодных звезд. Именно у та-
ких звезд под поверхностью находится довольно толстый слой вещества, охва-

ченный бурными, беспорядочными движениями вверх и вниз. Первопричиной обра-
зования таких слоев является то, что ввиду падения температуры по мере
приближения к поверхности звезды водород, до этого ионизованный, становится

нейтральным. Из-за этого нарушается тепловой режим, теряется механическая
устойчивость и возникают конвективные потоки газа. При этих условиях маг-
нитные силовые линии, как бы «приклеенные» к движущимся потокам газа, могут
погружаться на значительные глубины под поверхностью протозвезды.

Если же протозвезда достаточно горяча, водород в ней ионизован вплоть до

самых поверхностных слоев и «конвективной зоны» не образуется. Поэтому си-

ловые линии магнитного поля не могут уходить вглубь. Они будут наматываться

только в самых поверхностных слоях, причем очень недолго. Довольно скоро
вследствие малой плотности вещества в этих слоях упругость силовых линий при-
ведет к сбрасыванию нового газового диска, в то время как старый еще не успеет

получить сколько-нибудь значительного момента количества движения.

Таковы в общих чертах основные результаты космогонической гипотезы Хой-

ла. Она довольно непринужденно объясняет резкость обрыва вращения звезд в рай-
оне спектрального класса F5. Эта резкость вызвана в конечном итоге сильной зави-
симостью ионизации атомов водорода от температуры. Уже у звезд класса FO,

температуры поверхностей которых всего лишь на 2000 К выше, чем у F5, конвек-
тивная зона начинается так близко от поверхности, что эффективное наматывание

силовых линий почти исключается. Приходится только удивляться сложности взаи-
мосвязей явлений, приводящих к такому «жизненно необходимому» для возникно-

вения и развития жизни во Вселенной процессу, как образование планет...

Гипотеза Хойла, однако, имеет ряд трудностей и противоречий. Например, не-

легко представить, как могли «отсортироваться» избыточный водород и гелий
в первоначальном газовом диске, из которого образовались планеты.

Однако главной трудностью гипотезы Хойла является требование слишком

сильного магнитного поля у «протосолнца», резко противоречащее современным

астрофизическим представлениям.

В 1962 г. французский астрофизик Шацман обратил внимание на то, что нали-

чие магнитных полей на звездах открывает возможность эффективной потери вра-
щательного момента б е з о б р а з о в а н и я п л а н е т . Известно, что наше Солн-
це является источником потоков заряженных частиц — корпускул, выбрасываемых
из его атмосферы (солнечный ветер)., Отдельные сгустки горячего ионизованного
газа как бы «выстреливаются» из областей, окружающих солнечные пятна, и дви-
жутся от Солнца со скоростями в несколько сот и даже тысяч км/с. Так как иони-
зованное вещество таких сгустков является хорошим проводником электричества,
то их движение должно происходить по силовым линиям солнечных магнитных по-
лей. На больших расстояниях от солнечных пятен магнитные поля имеют почти
радиальное направление. Двигаясь радиально вдоль силовых линий, сгустки могут
уходить на значительные расстояния от поверхности Солнца, исчисляемые десятка-

ми его радиусов.

Теперь необходимо отметить, что силовые линии магнитного поля Солнца,

концы которых уходят в его глубокие слои, вращаются вокруг оси с той же угло-

123

вой скоростью, что и поверхностные слои. Наглядное представление об этом дает

проволочный каркас, прикрепленный к вращающемуся шару. Отсюда следует, что
выброшенный из Солнца сгусток по мере его движения вдоль силовых линий нару-
жу будет непрерывно увеличивать свой вращательный момент. Если в конце кон-
цов он «сорвется» с силовых линий солнечного магнитного поля (которое на боль-

ших расстояниях уже значительно ослабеет и не сможет больше определять

движение сгустка), то унесет с собой довольно значительный момент.

Представим, например, что такие «срывы» происходят на расстоянии 30 радиу-

сов Солнца от его центра. Тогда, чтобы потерять почти весь свой вращательный

момент, Солнце должно выбросить приблизительно 0,001 часть своей массы. Такая
сравнительно малая потеря массы за миллиарды лет эволюции вполне возможна.

Следует, правда, заметить, что в настоящее время эффективное торможение Солн-
ца этим способом не происходит — его «корпускулярное излучение» слишком мало.

Но в прошлом это могло быть и не так... Можно представить, что такой механизм

потери вращательного момента действует на всех (или почти всех) звездах, где

имеются связанные с активными областями на их поверхностях магнитные поля.
Так как такие образования обусловлены наличием у звезд «конвективных зон», то
открывается возможность понять, почему наблюдается резкий «обрыв» вращения
около спектрального класса F5.

Работа Шацмана имела целью объяснить медленное вращение звезд поздних

спектральных классов. Но вместе с тем она поставила под сомнение веру в пра-
вильность аргумента, что медленное вращение мало массивных звезд есть аргу-

мент в пользу наличия около них планетных систем. Однако недавно было доказа-
но путем наблюдений, что мало массивные протозвезды вращаются медленно. Тем
самым доказано, что механизм Шацмана не объясняет медленное вращение мало
массивных звезд.

Наиболее последовательным сторонником гипотезы образования Солнечной

системы из первичной «солнечной» туманности является американский астроном

Камерон. Он связывает в единый процесс образование звезд и планетных систем.

Современная наблюдательная астрономия практически доказала, что звезды обра-

зуются путем конденсации облаков межзвездной среды в результате их гравита-
ционной неустойчивости (см. гл. 4). Первоначально такая конденсация происходит
с облаками, масса которых во много тысяч раз превосходит, солнечную. Следует

подчеркнуть, что в определенную эпоху только малая часть таких облаков нахо-

дится в стадии гравитационного сжатия, в то время как подавляющее большинство

их имеют плотности, недостаточные для этого. Важно подчеркнуть, что время от

времени сторонние причины увеличивают плотность облаков, после чего последние
начинают сжиматься. Такими причинами могут быть взрывы сверхновых неподале-
ку от облаков. Образовавшаяся после такого взрыва в межзвездной среде сильная
ударная волна сжимает газ в близлежащем облаке, создавая тем самым условия
для его дальнейшего сжатия уже под влиянием внутренней силы тяготения. Таким
образом, вспышки сверхновых могут служить как бы «триггерами», «стимулятора-

ми» процесса звездообразования. Эта идея, высказанная четверть века назад заме-
чательным эстонским астрономом Эпиком, сейчас подтверждается наблюдениями.

То, что «у колыбели» нашей Солнечной системы стояла взорвавшаяся звезда,

Камерон обосновывает аномальным изотопным составом метеоритов, являющихся

частью вещества Солнечной системы. В частности, из подобного анализа следует,
что в первичном веществе Солнечной системы должен был присутствовать ра-
диоактивный изотоп алюминия

2б

Аl, период полураспада которого меньше мил-

лиона лет.

По мере сжатия массивного облака оно разбивалось на более мелкие сгустки,

один из которых и был «солнечной» туманностью. Первоначально газ, образовав-
ший эту туманность, находился в состоянии быстрого, беспорядочного движения

124

и по этой причине обладал значительным вращательным моментом. Это обстоя-
тельство мешало ему сразу же сконденсироваться в одно компактное тело — прото-
звезду. Вместо этого образовался довольно уплощенный диск с радиусом в не-
сколько десятков астрономических единиц.

Теоретический анализ дальнейшей эволюции такого диска с учетом вязкости

образующего его газа позволяет сделать вывод о возникновении в нем неустойчи-

вости, которая приводит к образованию нескольких (2 — 3) газовых к о л е ц . Заме-
тим, что это должно произойти на ранней стадии эволюции диска, когда централь-
ное тело (т. е. будущее Солнце) еще не сформировалось. Дальнейшие теоретические
расчеты показывают, что каждое такое кольцо довольно быстро превратится
в огромный газовый сгусток. Такие сгустки Камерон называет «гигантскими га-

зовыми протопланетами». Заметим, что размеры этих сгустков должны быть по-
рядка астрономической единицы. Образование таких протопланет в ситуации, ког-
да протосолнце еще не образовалось, имело весьма существенное значение для
дальнейшей эволюции Солнечной системы. В частности, этот вариант гипотезы
«солнечной туманности», по-видимому, решает классическую проблему распределе-
ния вращательного момента Солнечной системы.

Камерон рассматривает дальнейшую эволюцию гигантских газовых протопла-

нет. При этих расчетах принималось, что масса протопланеты равна массе Юпите-

ра. В процессе эволюции протопланеты сжимаются, причем температура в их цен-
тральных областях достигает 3 — 4 тыс. Кельвинов. При такой температуре
и соответствующем давлении все твердые фракции становятся жидкими. Большую

роль в эволюции протопланет должна была играть конвекция, приводящая к пере-
мешиванию вещества. Во внутренних частях Солнечной системы благодаря при-
ливным возмущениям оболочки протопланет как бы «обдирались» и входящее
в них вещество попадало обратно в межпланетную среду, обогащая ее включения-
ми кусочков твердых фракций, которые прошли через стадию расплавления во вну-
тренних частях гигантских протопланет. На более поздней стадии эволюции сол-
нечной туманности, когда она уже потеряла большую часть газа, истраченного на

образование Солнца или диссипировавшего, входящие в нее твердые частицы обра-

зуют тонкий слой в экваториальной плоскости диска. В дальнейшем по причине
все той же гравитационной неустойчивости из этого слоя образуются астероиды.

<> Другой сценарий эволюции «солнечной туманности» предполагает, что

не только астероиды, но и все планеты земной группы (Меркурий, Венера,
Земля, Марс) сформировались из этого слоя в результате столкновения твердых ча-

стиц, их слипания, образования и роста планетных зародышей — планетезималей.

В. С. Сафронов, детально изучивший этот вариант, показал, что для «сборки»
Земли потребовалось бы около 100 миллионов лет.

Многие метеориты содержат загадочные стекловидные включения — хондры.

Их структура показывает, что вещество хондр по крайней мере один раз было
в расплавленном состоянии. В гипотезе Камерона это естественно объясняется, ес-
ли предположить, что вещество хондр прошло через недра протопланет. Однако
расплавление и даже испарение могло произойти и непосредственно в газопылевой

среде, если ее потоки проходили через ближайшие окрестности рождающегося
Солнца О.

Итак, мы разобрали основные современные гипотезы об образовании Солнеч-

ной системы. Хотя автор старался быть беспристрастным, его симпатии всегда бы-
ли на стороне гипотезы «солнечной туманности». По нашему мнению, основным
достоинством этой продолжающей и развивающей классическую космогоническую

традицию гипотезы является ее неразрывная связь с фундаментальной проблемой
происхождения звезд из межзвездной газопылевой среды. Как мы уже неоднократ-
но подчеркивали, эта проблема в последние годы стала предметом изучения на-

блюдательной астрономии. В гл. 8 было показано, что статистика кратных

125

звездных систем непосредстве?шо подводит нас к представлению, что образование
планетных систем неразрывно связано с образованием звезд.

В чем коренная причина кратности звезд? В конце концов,— в законе сохране-

ния вращательного момента сжимающегося под действием собственного притяже-
ния межзвездного газового облака. Обладающее значительным вращательным мо-
ментом облако на основании законов механики просто не м о ж е т превратиться
в одиночную медленно вращающуюся звезду (вроде Солнца, но без планет). Вернее

сказать, если бы такая звезда образовалась — это было бы большой редкостью.

Ведь для этого надо приписать первичному сжимающемуся облаку вращательный
момент, в сотни раз меньший, чем у «нормальных» сжимающихся облаков, число

которых составляет во всяком случае больше 90% всех таких облаков! Сразу же
видно, что такие облака будут встречаться чрезвычайно редко. Почти наверняка

практически все звезды типа Солнца, которых п о к а считают одиночными, имеют
невидимые спутники с достаточно малой массой и светимостью. И среди них мож-
но ожидать звезды, окруженные семьей планет. Вопрос, однако, состоит в следую-
щем: как часто среди систем этого типа попадаются (наряду с карликовыми звез-

дами и большими планетами) планеты земного типа? В «оптимистическом» случае

доля таких систем по отношению ко всем звездам солнечного типа будет 10%, как

это следует из статистического анализа Абта и Леви (см. гл. 8), в «пессимистиче-

ском» — неопределенно меньше. То обстоятельство, что Солнце представляет со-

бой зауряднейшую звезду спектрального класса G, лишенную каких бы то ни было
особенностей, есть некоторый аргумент в пользу «оптимистического» варианта.

В этом случае полное число галактических планетных систем, в состав которых

входят планеты земного типа, может быть порядка нескольких десятков миллио-

нов, а если прибавить еще звезды спектрального класса К, то это число ~ 10

В этом «оптимистическом» случае расстояние до ближайших к нам планетных сис-

тем будет ~50 световых лет. Заметим, однако, что эти оценки носят сугубо ориен-

тировочный характер.

В последнее время появился дополнительный, очень важный аргумент

в пользу гипотезы солнечной туманности как первоосновы происхождения Солнеч-
ной системы. В гл. 4 мы уже говорили о космических мазерах и связали их с про-
блемой звездообразования. Накопившийся большой наблюдательный материал по
«гидроксильным» и, особенно, «водяным» мазерам, позволил недавно построить их
модель. Оказалось, что лучше всего данные наблюдений объясняются моделью
массивною газового д и с к а , в общих чертах напоминающего камероновскую сол-

нечную туманность. Это направление радиоастрономии сейчас быстро развивается
и можно ожидать, что в самом близком будущем начальные стадии эволюции пла-
нетных систем будут поняты и уточнены. Заметим, что первая попытка связать кос-
мические мазеры с протопланетами была сделана советскими учеными В. С.

Стрельницким и Р. А. Сюняевым. Экстраполяция данных наблюдений Абта и Ле-
ви (см. рис. 43) вплоть до малых значений отношений масс М

/М\ приводит к вы-

воду, что все 123 близкие звезды класса G входят в состав кратных звезд; 67% вто-

ричных компонент — нормальные звезды, 15% — невидимые слабые звезды
(«черные» карлики) и 20%,, по-видимому, имеют планетные системы. Естественно

считать, что короткопериодические системы образовались из одного газового
сгустка, который в процессе образования диска распадается на две конденсации
с примерно одинаковыми массами. Между тем долгопериодические системы
с самого начала конденсировались в двух центрах, гравитационное взаимодействие

которых было незначительным. При этом вращательный момент сжимающегося

облака оказался сосредоточенным в орбитальном движении этих сгустков.

Таким образом, развитие современной наблюдательной астрономии естествен-

но приводит к выводу о множественности планетных систем во Вселенной.

11. Условия, необходимые для возникновения

и развития жизни на планетах

Для эволюции живых организмов от простейших форм (вирусы, бактерии)

к разумным существам необходимы огромные интервалы времени, так как «движу-
щей силой» такой эволюции являются мутации и естественный отбор — процессы,
носящие случайный, статистический характер. Именно через большое количество
с л у ч а й н ы х процессов реализуется з а к о н о м е р н о е развитие от низших
форм жизни к высшим. На примере нашей планеты Земли мы знаем, что этот ин-
тервал времени, по-видимому, превосходит 3,5 миллиарда лет. Поэтому только на
планетах, обращающихся вокруг достаточно с т а р ы х звезд, мы можем ожидать

присутствия высокоорганизованных живых существ. Отсюда сразу же следует есте-
ственный вывод, что высокоорганизованная (в частности, разумная) жизнь может

быть только на планетах, обращающихся вокруг звезд, спектральный класс ко-
торых более «поздний», чем F0 (см. табл. 2). С другой стороны, довольно нена-

дёжные аргументы, основанные на анализе особенностей вращения звезд вокруг
своих осей и статистике кратных звездных систем, говорят о том, что только

у звезд более «поздних» классов, чем F5, можно ожидать планетных систем. Здесь
мы еще раз должны подчеркнуть, что при современном состоянии астрономии
можно говорить только об а р г у м е н т а х в пользу гипотезы множественности

планетных систем. С т р о г и м д о к а з а т е л ь с т в о м этого важнейшего утверж-
дения астрономия пока не располагает (см. гл. 10).

С этой весьма существенной оговоркой мы будем в дальнейшем считать, что

некоторое, пока еще не известное нам количество звезд главной последователь-
ности, спектральные классы которых более «поздние», чем F5, имеют планетные
системы.

С другой стороны, имеются основания полагать, что у звезд «первого поколе-

ния» (субкарликов) планет типа Земли быть не может, так как среда, из которой
они образовались, была весьма бедна тяжелыми элементами. На это обстоятель-

ство обратил внимание Э. А. Дибай.

Для возникновения и развития жизни на планете необходимо, чтобы выполнял-

ся ряд условий весьма общего характера. Совершенно очевидно, что далеко не на
всякой планете может возникнуть жизнь. Хорошим примером является Луна, прак-
тически лишенная атмосферы и полностью лишенная водной оболочки — гидро-
сферы. Конечно, при таких условиях говорить о какой бы то ни было жизни на Лу-
не не приходится.

Жизнедеятельность любого организма есть прежде всего совокупность раз-

личных согласованных между собой сложных химических процессов. Жизнь может
возникнуть только тогда, когда на планете уже имеются достаточно сложные моле-

кулярные соединения. Само образование таких соединений, химические реакции ме-
жду ними, в конечном итоге давшие начало живому веществу, и жизнедеятельность
образовавшихся на планете организмов требуют, в частности, подходящих темпе-
ратурных условий. Слишком высокие и слишком низкие температуры исключают
возможность возникновения и развития жизни. В равной степени губительны для
возникновения и развития жизни очень резкие колебания температуры.

Мы можем представить себе вокруг каждой звезды, имеющей планетную си-

стему, область или зону, где температурные условия на планетах не и с к л ю -
ч а ю т возникновения и развития жизни. Ясно, что в достаточной близости от

звезды температуры планет будут слишком высокими для возникновения жизни.

Хорошей иллюстрацией сказанному является Меркурий, температура обращенной
к Солнцу части которого выше температуры плавления свинца. На достаточно

5 И. С. Шкловский 129

большом удалении от звезды температура планет будет слишком низкой. Нелегко

себе представить, например, жизнь на Уране и Нептуне, температура поверхностей
которых — 200 °С. Нельзя, однако, недооценивать огромную приспособляемость

(«адаптацию») живых организмов к неблагоприятным условиям внешней среды.
Следует еще заметить, что для жизнедеятельности организмов значительно «опас-
нее» очень высокие температуры, чем низкие, так как простейшие виды вирусов

и бактерий могут, как известно, находиться в состоянии анабиоза при температуре,
близкой к абсолютному нулю.

Температура планеты определяется прежде всего количеством излучения от

звезды, падающим на единицу площади ее поверхности за единицу времени. По

этой причине размеры «зон обитаемости» для разных звезд различны. Они тем

больше, чем выше светимость звезды, т. е, чем более «ранним» является ее спек-

тральный класс.

У красных карликов спектрального класса М, а также поздних подклассов

К внешний радиус «зоны обитаемости» становится очень маленьким, меньше, на-
пример, радиуса орбиты «нашего» Меркурия. Поэтому вероятность того, что хотя
бы одна из планет, обращающихся вокруг таких карликов красных звезд, находится
в пределах «зоны обитаемости», как можно думать, невелика. Следует, однако, за-
метить, что планетные системы, окружающие звезды, могут по своим характери-
стикам значительно отличаться от единственной планетной системы, которую мы

пока знаем,— нашей Солнечной системы. В частности, не исключено, что вокруг
красных карликовых звезд планеты могут обращаться по сравнительно небольшим
орбитам.

Если сделать весьма «оптимистическое» предположение, что планеты, на ко-

торых возможна жизнь, имеются у всех звезд главной последовательности, спек-

тральные классы которых более «поздние», чем F5, и более «ранние», чем К5, то

окажется, что лишь 1—2% всех звезд в Галактике м о г у т б ы т ь «обитаемы».

Учитывая, что число всех звезд в нашей звездной системе около 150 млрд, мы

приходим к довольно «утешительному» выводу: по крайней мере у миллиарда
звезд нашей Галактики м о г у т б ы т ь планетные системы, на которых в п р и н -
ц и п е возможна жизнь.

Нужно, впрочем, считаться с еще одним обстоятельством. Как известно, около

половины всех звезд входит в состав кратных систем. Представим себе планету

в системе двойной звезды. Вообще говоря, ее орбита будет довольно сложной не-
замкнутой кривой. Вычисление характеристик такой орбиты представляет доста-

точно трудную математическую задачу. Это так называемая «ограниченная» задача
трех тел. По сравнению с общей задачей о движении трех тел, взаимно притя!и-

вающихся по закону Ньютона, «ограниченная» задача проще, так как масса пла-
неты ничтожна по сравнению со звездами и не оказывает влияния на движение
звезд.

Двигаясь по своей сложной орбите, планета временами может приближаться

к одной из звезд на небольшие расстояния, а временами удаляться от звезд очень
далеко. В соответствии с этим температура поверхности планеты будет меняться
в недопустимых для возникновения и развития жизни пределах. Поэтому вначале
считали, что около кратных звезд не могут быть обитаемые планеты. Но свыше

30 лет назад Су Шухуанг пересмотрел этот вопрос и показал, что
в отдельных случаях может быть такое движение планет по периодическим ор-

битам, при котором температура их поверхностей меняется в допустимых для раз-

.вития жизни пределах. Для этого нужно, чтобы относительные орбиты звезд были

близки к круговым. На рис. 50 приведены сечения плоскостью некоторых «критиче-
ских поверхностей» в ограниченной задаче трех тел. Периодические орбиты планет,

допускающие развитие жизни, лежат либо внутри поверхности, проходящей через
L

либо снаружи поверхности, проходящей через L

. Если массы обеих звезд одина-

130

ковы, то внутри поверхности, проходящей через L

орбиты, подходящие для разви-

тия жизни, будут существовать при условии, что расстояние между звездами а >

>2l

1 / 2

(а выражено в астрономических единицах), где l — светимость каждой из

звезд (в единицах светимости Солнца). Когда а станет больше 13l

1/2

, каждую из

компонент двойной системы можно рассматривать для интересующей нас задачи
как одиночную звезду.

Заметим, что у многих двойных систем расстояние между компонентами пре-

восходит это «критическое» значение. Следовательно, в принципе вокруг достаточно

удаленных друг от друга компонент двойной
системы, движущихся по почти круговой орби-

те, возможно наличие обитаемых планет. В

случае, когда компоненты двойной системы

достаточно близки друг к другу, подходящие
периодические орбиты могут быть вне поверх-

ности, проходящей через L

(рис. 50). Как по-

казывают вычисления Су Шухуанга, при рав-

ных массах компонент двойной системы ор-

биты, подходящие для возникновения и разви-
тия жизни, могут быть при условии, что а <

< 0,4l

1/2

. Таким образом, в области значений

1/2

> а > 0,4l

1/2

исключается возможность су-

ществования обитаемых планет.

Аналогичные результаты можно получить

путем вычисления и для более общего случая,
когда массы компонент двойной системы не
равны. Таким образом, мы должны сделать
вывод, что и в кратных звездных системах, в
принципе могут быть планеты, температурные условия на которых не исключают
возможности возникновения и развития жизни. Следует, однако, отметить, что
вероятность существования таких планет около одиночных звезд значительно
выше. Впрочем, возможно, что образование кратных звезд и планет суть
процессы, взаимно исключающие друг друга.

Для оценки количества звезд в Галактике, вокруг которых, как можно пола-

гать, обращаются обитаемые планеты, учет кратных звезд не имеет, конечно, серь-

езного значения, так как мы едва можем грубо оценить только порядок этой ве-

личины. При таких расчетах коэффициент 1,5 — 2 не играет роли. Другое дело, когда

речь идет о вероятности существования обитаемых планет в какой-нибудь совер-
шенно определенной кратной системе, по тем или иным причинам представляющей
для нас интерес. Например, одна из ближайших звезд — а Центавра — кратная си-

стема. Естественно, что вопрос о возможном наличии в этой системе обитаемых

планет представляет для нас особый интерес.

а Центавра является тройной системой. Относительная орбита двух наиболее

массивных компонент этой системы — эллипс с большой полуосью, равной 23,4
астрономической единицы, и с довольно значительным эксцентриситетом: 0,52. Та-
ким образом, расстояние между двумя главными компонентами достаточно велико,

чтобы вокруг каждой из них могли существовать подходящие планетные периоди-
ческие орбиты (см. выше). Однако большая величина эксцентриситета звездных ор-
бит требует для этого случая специального рассмотрения (напомним, что приве-
денные результаты вычислений Су Шухуанга относятся к случаю круговых орбит
компонент двойной системы). Нужно, впрочем, заметить, что система а Центавра,
по-видимому, сравнительно молодая. Входящие в нее звезды, возможно, еще не
«сели» на главную последовательность. Поэтому маловероятно, что там могут
быть планеты даже с примитивными формами жизни.

131

На рис. 51 приведена фотография пространственной модели ближайших

окрестностей Солнечной системы. В соответствующем масштабе изображена сфера
радиусом в 5 пк (16,3 светового года), причем Солнце находится в ее центре.

Каждый темный шарик этой сферы представляет собой звезду. Относительное про-
странственное расположение звезд соответствует действительному. Сфера выполне-
на из плексигласа и имеет диаметр около 130 см, так что в этом масштабе один
световой год равен 4 см. Размеры шариков, сделанных из дерева, приблизительно

соответствуют светимостям соответствующих звезд. Всего внутри этой сферы нахо-
дятся 53 звезды (считая звезды, входящие в состав кратных систем). Справа внизу
от Солнца находится самая яркая звезда на небе — Сириус. Рядом с ним виден его
крохотный спутник — белый карлик. Справа вверху от Солнца видна другая яркая
звезда — Процион. У нее спутник — также белый карлик. Яркая звезда слева от цен-
тра — Альтаир. Все эти звезды имеют спектральные классы, более ранние, чем F5.

Поэтому, согласно нашей основной гипотезе, вокруг них нельзя ожидать оби-

таемых планетных систем. Большинство звезд внутри этой сферы — красные карли-
ки низкой светимости. Не считая нашего Солнца, только три звезды из 53 удовле-
творяют сформулированным условиям (т.е. они имеют спектральные классы
между F5 и К5 и являются одиночными). Это звезды e Эридана, t Кита и
e Индейца.

Проведенный сейчас анализ модели, изображенной на рис. 51, наглядно демон-

стрирует, что только несколько процентов звезд м о г у т иметь (но, конечно, от-
нюдь не обязательно д о л ж н ы иметь) обитаемые планеты. Следует, однако, еще

раз подчеркнуть, что в настоящее время мы не можем исключить красные

132

карликовые звезды (которые составляют подавляющее большинство всех звезд) из
числа возможных очагов жизни во Вселенной (см. выше) *).

Как уже подчеркивалось, для развития жизни на какой-нибудь планете необхо-

димо, чтобы температура последней находилась в определенных допустимых
пределах. Этим требованием определяются размеры и само наличие «зон обитае-
мости». Кроме того, необходимо, чтобы излучение звезды на протя-
жении многих сот миллионов и даже миллиардов лет оставалось приблизительно
постоянным. Например, обширный класс переменных звезд, светимости которых
сильно меняются со временем (часто периодически), должен быть исключен из
рассмотрения.

Однако подавляющее большинство звезд главной последовательности излу-

чает с удивительным постоянством. Например, согласно геологическим данным,
светимость нашего Солнца за последние несколько миллиардов лет оставалась по-
стоянной с точностью до нескольких десятков процентов. По-видимому, такое по-
стоянство светимости есть общее свойство большинства звезд главной последова-
тельности. Таким образом, важное условие постоянства светимости звезды — цен-
тра планетной системы — почти во всех случаях удовлетворяется, во всяком случае,

если речь идет о звездах с массой, близкой к солнечной.

Мы довольно подробно рассмотрели температурные условия, при которых

возможно возникновение и развитие жизни на той или иной планете, но эти усло-
вия, конечно, не единственные. Очень важное значение для рассматриваемой нами
проблемы имеют масса образовавшейся каким-либо способом планеты и химиче-
ский состав ее атмосферы. По-видимому, эти две первоначальные характеристики
планеты не являются независимыми. Рассмотрим сперва случай, когда масса обра-
зовавшейся планеты невелика. Молекулы и атомы в верхних слоях атомсферы, где ее
плотность низка, двигаются с различными скоростями. Часть из них имеет скорость,
превышающую «вторую космическую скорость» (астрономы называют эту ско-
рость «параболической»), и будет беспрепятственно уходить за пределы планеты.
Этот процесс, до некоторой степени напоминающий испарение, называется «дисси-
пацией». Очевидно, эффективная диссипация может происходить там, где плот-
ность атмосферы настолько низка, что «ускользающие» атомы уже не испытывают
столкновений с другими атомами. Если бы такие столкновения имели место, то

они могли бы изменить величину и направление скорости ускользающих атомов,
что препятствовало бы диссипации.

Диссипация планетных атмосфер происходит непрерывно, так как всегда най-

дется некоторое количество молекул (атомов), которые при данной температуре ат-
мосферы имеют скорости, направленные «вверх» и превосходящие параболическую.
Однако для разных газов доля диссипирующих частиц будет различной. Больше

всего она для легких газов — водорода и гелия. Само собой разумеется, что количе-
ство диссипирующих частиц зависит, и притом очень чувствительно, от темпера-
туры атмосферы на тех высотах,- где происходит диссипация.

Математическая теория диссипации планетных атмосфер впервые была разви-

та в начале этого века английским астрономом Джинсом (автором известной кос-
мологической гипотезы, см. гл. 9). В дальнейшем она была усовершенствована тру-
дами ряда ученых, в частности, американским астрофизиком Лайманом Спитцером
и автором этой книги. Количество атомов, ускользающих из атмосферы за 1 с,
дается следующей формулой:

*) Следует, однако, отметить, что огромное большинство красных карликов обладают

высокой активностью (это так называемые «звезды типа UV Кита») что исключает, по-види-

мому, возможность развития жизни в их окрестностях.

133

где R

— радиус планеты, G = 6.1 • 10

— известная постоянная в законе всемирного

тяготения, Т— температура атмосферы на уровне, где диссипация становится суще-

ственной, m — масса атома, М — масса планеты, е = 2,718... — основание нату-

ральных Логарифмов, k — постоянная Больцмана, п

— плотность на уровне убе-

гания.

Из этой формулы следует, что весь водород, находящийся в настоящее время

в земной атмосфере, должен «ускользнуть» в межпланетное пространство за очень
малое время — порядка нескольких лет *). Если бы не постоянное поступление во-
дорода в атмосферу, главным образом из-за испарения мирового океана, водорода
в атмосфере нашей планеты не было бы совсем.

Из формулы видно, что скорость диссипации сильно зависит от массы пла-

неты. Это и понятно. Ведь при малой массе параболическая скорость будет невели-
ка, поэтому значительная часть атомов и молекул будет иметь скорость, превы-
шающую параболическую. Например, у Луны, масса которой в 81 раз меньше
земной, а радиус близок к 1700 км, параболическая скорость составляет всего лишь
2,4 км/с. Поэтому даже сравнительно тяжелые газы Луна на протяжении своей
«космической» истории удержать не могла. Это объясняет отсутствие атмосферы

на нашем спутнике. Меркурий также лишен сколько-нибудь плотной атмосферы.

<> Впрочем, недавно при наблюдениях спектра Меркурия с высоким разре-

жением обнаружили, что он имеет чрезвычайно разреженную атмосферу, состоя-

щую главным образом из атомов натрия. <>

Таким образом, чтобы на планете могла возникнуть и развиваться жизнь, ее

масса не должна быть слишком маленькой. С другой стороны, слишком большая

масса планеты также является неблагоприятным фактором. Планеты, массы ко-

торых достаточно велики (например, близки к массам планет-гигантов Юпитера
и Сатурна), полностью удерживают свою первоначальную атмосферу. Эта «пер-
вобытная» атмосфера должна быть очень богата водородом, так как первоначаль-
ная среда, из которой образовались планеты, имела примерно тот же химический
состав, что и звезды, которые в основном состоят из водорода и гелия. Если плане-

га сохранила «первоначальный» состав среды, из которой она образовалась, ее во-

дородно-гелиевая атмосфера должна быть очень плотной. Исключительно плотной

водородно-гелиевой атмосферой обладают планеты-гиганты Юпитер и Сатурн.
Мы уже подчеркивали в гл. 8, что если бы массы планет были в 5— 10 раз больше,

чем у Юпитера, они уже принципиально не отличались бы от карликовых звезд.
Ряд авторов (например, академик В. Г. Фесенков) считали, что при большом оби-

лии водорода образовавшиеся на его основе химические соединения: аммиак, метан

и другие — исключают возможность образования живой субстанции, так как это
довольно ядовитые газы. Впрочем, такое утверждение не является бесспорным, и
в настоящее время возможность существования примитивных форм жизни на боль-

ших планетах Солнечной системы, в принципе нельзя полностью исключать

(см. гл. 17). Так или иначе, для того чтобы на планетах могла возникнуть и разви-

ваться жизнь, их массы должны быть ограничены как сверху, так и снизу. По-види-
мому, нижняя граница возможной массы такой планеты близка к нескольким со-
тым массы Земли, а верхняя в десятки раз превосходит земную. Как видим,
пределы возможных масс планет, пригодных для жизни, достаточно широки.

Те вопросы, которые мы сейчас затронули, тесно переплетаются с основными

проблемами планетной космогонии и прежде всего с пониманием самого раннего
периода Земли и планет. Мы уже подчеркивали в гл. 10, что пока состояние планет-
ной космогонии таково, что еще не существует определенных ответов на все возни-

кающие важные вопросы. Можно высказать только несколько замечаний самого

общего характера. Нельзя считать, что первоначальный сгусток материи, удержи-

*) При этом учитывается, что температура земной атмосферы на высоте уровня дисси-

пации ( ~ 500 км) около 1500 К.

134

Вселенная. Жизнь. Разум - Наука (И.С. Шкловский) - часть 8