ГЛАВА 3

Основы астрономии

Чтобы разумно рассуждать о том, какие виды жизни могут возникнуть на планетах, вы должны для начала кое-что знать о том, какие виды планет могут существовать. Поскольку нам непосредственно известны лишь очень немногие из них, и все они являются «братьями и сёстрами», в своих рассуждениях мы должны руководствоваться тем, что, по нашим собственным представлениям, мы знаем о процессе формирования планет.
Как и люди, планеты рождаются, развиваются и умирают. То же самое происходит со звёздами, галактиками и вообще со всей Вселенной. Вообще, все виды естественной эволюции можно рассматривать как этапы единого широкомасштабного процесса. Первобытная вселенная эволюционировала в ту, которую мы знаем. Галактики возникли как часть этого процесса. Формирование галактик ведёт к образованию звёзд. Звёзды (как минимум, иногда) образуют планеты в качестве побочного продукта. Процесс эволюции планет иногда может доходить до зарождения жизни. И так далее.
Всё это происходит в таком масштабе времени, что ни у одного человека не было возможности непосредственно наблюдать всё это. Так откуда же мы знаем, что это происходит? Ну, мы не совсем точно знаем, как именно это происходит. То, что у нас есть, – это набор моделей – теоретических картин того, что выглядит наиболее вероятными механизмами, посредством которых видимая нам Вселенная могла возникнуть в результате действия известных физических законов. Эту картину на протяжении многих лет складывали многие учёные, которые собирали подробные наблюдения Того, Что Находится Вне Нашего Мира, и на основе этих наблюдений и физических законов делали выводы о том, Как Это, Вероятно, Случилось Именно Так.
Чтобы показать, с какой задачей сталкиваются астрономы, И. С. Шкловский и Карл Саган провели (в книге «Разумная Жизнь во Вселенной» (“Intelligent Life in the Universe”)) восхитительную аналогию. Представьте себе инопланетянина, посещающего Землю с кратким визитом и осматривающего человеческих существ всевозможных форм и размеров. У него нет времени наблюдать, насколько заметно меняется какое-то человеческое существо, но он хочет понять, как связаны различные типы, как они возникают, как они меняются со временем (большие превращаются в маленьких или наоборот?) и что в итоге с ними случается. Иными словами, он хочет выяснить, каков жизненный цикл человека, не имея никаких данных, кроме беглого взгляда на множество образцов на различных стадиях этого цикла.
Вот, с чем сталкиваются астрономы, астрофизики и космологи. По сути, они получают статичные изображения множества звёзд, обычно объединённых в галактики и иногда сопровождаемых планетами, и хотели бы выяснить, как всё это эволюционирует. Они знают, что эти объекты должны эволюционировать, потому что внутри каждой звезды бушуют яростные физические процессы, которые не могут оставить её в неизменном виде. Но как они меняются? И откуда мы это знаем?
В этой книге я не стану излагать подробное объяснение того, как сложилась наша нынешняя картина Вселенной. В любом случае, как писатель-фантаст, вы, возможно, не захотите углубляться в столь обширную предысторию. Вам может понадобиться лишь краткое изложение текущей картины – актуальное на настоящий момент единое мнение учёных в отношении того, какие принципы управляют Вселенной, и того, как эти принципы действуют, создавая тот звёздный зверинец, который мы наблюдаем (и в котором обитаем сами). Это именно то, что я постараюсь представить.
Однако, даже будучи писателем-фантастом, вы можете счесть целесообразным более подробно изучить методологию науки уже хотя бы потому, что в ней вы можете найти хорошие идеи для сюжета. Вопреки распространённому убеждению, наука не является чем-то ограниченным, усушенным, замершим и неизменным. Как бы тщательно ни была составлена наша картина Вселенной, она была создана человеческими существами на основе несовершенных данных, которые им приходилось интерпретировать. Иногда эту картину приходится менять, потому что кто-то находит новые данные, которые не подходят к ней, или выдвигает новую интерпретацию, которая работает лучше общепринятой. Так что вам, как писателю-фантасту, может быть полезно узнать, где и как случились эти скачки в интерпретации. Возможно, вы просто сможете придумать альтернативу, которая могла бы быть возможной, и которая могла бы стать основой для хорошего повествования.

РАБОЧИЕ ИНСТРУМЕНТЫ
Вам нужно будет знать, как минимум, основы того, каким образом астрономы собирают данные о звёздах и планетах – отчасти потому, что часть описательной картины понятна только в свете методов наблюдений, использованных для её сбора, а отчасти потому, что некоторым из ваших персонажей, возможно, придётся пользоваться теми же методами в ваших произведениях. Если у вас есть корабль, полный людей-исследователей, обсуждающих, стоит ли пытаться совершать посадку на какой-то планете, им придётся узнать о ней как можно больше на расстоянии. И вам придётся хотя бы в общих чертах рассказать о том, как они это делают.

Телескопы
До недавнего времени практически всё, что мы знали о звёздах и планетах, было получено путём наблюдения за ними в телескопы с поверхности Земли. По сути, телескоп – это некая комбинация линз и/или зеркал, которая создаёт изображение того, на что она направлена. Иногда это изображение наблюдают напрямую, но для Большой астрономии оно чаще фиксируется на фотопластинке. Распространённое заблуждение о телескопах заключается в том, что их основное назначение – увеличивать изображение. Они это делают, и это важно для близких объектов вроде Луны и планет нашей собственной Солнечной системы; но в астрономии их важнейшая задача – собрать как можно больше света. Известно, что астрономы неуважительно называют особенно большой и дорогой телескоп «хорошим ведром для света».
Если не считать нашего собственного Солнца (я часто использую слово «солнце» с маленькой буквы для обозначения звезды, вокруг которой вращается любая планета), все звёзды находятся настолько далеко, что даже при самом большом увеличении, которое мы можем получить с помощью наземных телескопов, их изображения остаются просто точками, а не видимыми дисками. Какие-то планеты, которые могли бы составлять им компанию, были бы совершенно невидимы. Что может сделать для звезды телескоп, так это сделать её изображение значительно ярче. Это важно потому, что такие большие расстояния также означают, что свет звёзд большей частью очень слабый. Подавляющее большинство звёзд на небе невидимо невооружённым глазом – даже за городом, где в ясную ночь вы можете увидеть пару тысяч вместо двух или трёх, которые, возможно, будут всем, что вы сможете увидеть в большом городе.
Звёзды, которые мы можем увидеть невооружённым глазом – это очень малая выборка тех, что существуют за пределами нашего мира, и эта выборка далеко не репрезентативна. Чтобы мы смогли видеть их отсюда, они должны быть относительно близкими или необычайно яркими. Многие из тех, которые выглядят ярче всего – звёзды с хорошо знакомыми названиями вроде Сириуса, Бетельгейзе или Антареса, – и яркие по своей природе, и близкие. По причинам, о которых вы скоро узнаете, яркие от природы звёзды с наименьшей вероятностью оказываются в числе обладателей планет, на которых может существовать жизнь; так что «пришельцы с Антареса» практически однозначно выдают писателя, который не выполнил свою домашнюю работу.

НАУЧНЫЕ ОБОЗНАЧЕНИЯ И ЕДИНИЦЫ ИЗМЕРЕНИЯ
Учёным, особенно физикам и астрономам, часто приходится иметь дело с настолько большими или малыми величинами, что использовать для их записи обычные числа нерационально. Чтобы избежать неловкости, когда пишешь такие вещи, как 3,121,000,000,000,000 или 0,0000000000096, они используют научную систему счисления, в которой любое число записывается как произведение «обычного» числа, чаще от 1 до 10, и 10, возведённых в некоторую степень. «10 в n-й степени» означает «10, умноженное само на себя n раз» и обычно пишется «10ⁿ». Например, 100 = 10²; 10 000 = 10⁴ и так далее. 10 само по себе равно 10¹.
Умножение разных степеней одного и того же числа (или основания) несложно: вы просто складываете показатели. Таким образом, 10² × 10⁴ = 10⁶. Чтобы разделить, вы вычитаете показатели: 10⁶ ÷ 10⁴ = 10². Эти правила позволяют вам получить значение отрицательных показателей: 10⁴ ÷ 10⁶ = 10^-2 = 0,01. Таким образом, длинные, трудночитаемые числа из предыдущего абзаца записываются более компактно и ясно как 3.121 × 10¹⁵ и 9.6 × 10¹².
Для измерений учёные обычно пользуются метрическими единицами – либо системы МКС (метр, килограмм и секунда), либо СГС (сантиметр, грамм и секунда). В этой книге я буду большей частью следовать этой практике и предполагать, что вы изучали метрическую систему в школе; если же нет, ознакомьтесь с ней! Однако, поскольку многие из моих читателей – американцы, и им не так удобно иметь дело с метрическими измерениями, как следовало бы, я также буду иногда использовать английские единицы измерения, особенно если я пытаюсь выразить яркую мысленную картину чего-либо.
Существует также несколько специальных единиц, которые широко используют астрономы и спектроскописты. Длины волн (см. рис. 3-1), особенно те, которые относятся к частям спектра, в которые входят инфракрасные лучи, видимый свет, ультрафиолетовые и рентгеновские лучи, часто выражаются через единицу ангстрем (1 Å = 10^-8 см = 10^-10 м).
Расстояния в границах Солнечной системы иногда выражаются в астрономических единицах (1 а.е. = средний радиус земной орбиты). В дальнейшем, при разговоре о других планетных системах, мы часто будем принимать многие величины, связанные с Землёй и Солнцем, и их взаимосвязью (такие, как масса, радиус орбиты и продолжительность года), численно равными 1. Как вы увидите в разделе «Вводный курс по созданию миров», в этом есть своё преимущество – такой подход легко даёт нам прямые сравнения других планет с нашей собственной.
Большие расстояния, например, между звёздами, часто измеряются с помощью одной из двух специальных единиц измерения. Световой год – это расстояние, которое проходит свет за один земной год. Поскольку скорость света (часто обозначаемая как c) очень близка к 3×108 м/сек, или 186 000 миль/сек, световой год – это около 9,46×10¹⁵ метров, или 5,87×10¹² миль.
Парсек (сокращенно «пк») – это сокращение от слов «параллакс» и «секунда». Он основан на простейшем методе измерения расстояний, а именно, на наблюдении объекта с двух точек зрения и измерении угла между двумя лучами зрения. Это метод, который вы используете в течение всего времени вашего бодрствования: ваш мозг измеряет угол между лучами зрения, когда два ваших глаза смотрят на один и тот же объект. Принцип измерения астрономического параллакса тот же, но две точки обзора – это не два глаза, а разные точки на орбите Земли на её пути вокруг Солнца. Парсек эквивалентен 3,26 световым годам. (Будьте особенно внимательны: световые годы и парсеки – это всегда меры расстояния. Это ни в коем случае не единицы времени, и использовать их в этом качестве, – это верный признак неподготовленности или небрежности писателя-фантаста!)
Температура измеряется в градусах Цельсия (C) или Кельвина (K). В обеих шкалах используется градус одинаковой величины (1,8 градуса по шкале Фаренгейта), но нулевые точки у них разные. 0° C – это точка замерзания воды, а абсолютный ноль (самая низкая возможная [или почти возможная] температура) равен -273° C. 0° K – абсолютный ноль, а вода замерзает при +273° K. Разница между двумя шкалами безусловно важна, когда речь идёт о поверхностях планет, но часто не имеет особого значения для звёзд, где температура составляет не менее 3000 градусов по любой из шкал.
Поскольку с увеличением расстояния свет становится «менее ярким», рассеивая свою энергию на большей площади, самый простой способ получить яркое изображение такого сильно удалённого объекта, как звезда, – это собрать как можно больше его света и сфокусировать его весь на изображении. Это основная функция телескопа и та причина, по которой в делах, касающихся телескопов, при прочих равных условиях, чем больше, тем лучше. Свет, допустим, с Денеба, падает на всей площади Земли с одинаковой интенсивностью (энергия на единицу площади за единицу времени). Яркость изображения, создаваемого телескопом, определяется общей энергией, поступившей в фокус, и это просто интенсивность, умноженная на площадь основной линзы или зеркала (объектива) телескопа. Полностью открытый глаз человека обычно собирает свет из круглой области диаметром около 6 мм, поэтому 50-миллиметровый бинокль или телескопический объектив (как в биноклях 7 × 50) формирует изображение примерно в 70 раз ярче, чем вы можете увидеть без него. Двухсотдюймовый телескоп на горе Паломар даёт вам выигрыш в яркости более чем в 700 000 раз, или примерно на четырнадцать звёздных величин. Иными словами, это позволяет вам видеть звёзды величиной вплоть до примерно двадцатой, а не до шестой. (Здесь подразумевается прямое визуальное наблюдение, которым профессиональные астрономы пользуются редко. На самом же деле они находятся в ещё большем выигрыше и видят ещё больше звёзд, невидимых в ином случае, когда фиксируют их изображения с длительной выдержкой на чувствительных фотопластинках или плёнке.)

ЯРКОСТЬ ЗВЁЗД И ЗВЁЗДНАЯ ВЕЛИЧИНА
Яркость звёзд выражает звёздная величина. Исторически сложилось так, что самые яркие звёзды неба описывались как звёзды «первой величины». Чуть менее ярким звёздам была присвоена «вторая величина», и так далее. Когда стало возможным количественное измерение яркости звёзд, эти термины стали ассоциироваться с точными числовыми значениями яркости, а также стало возможным присвоение им дробной величины, например, 1,6.
Технически шкала звёздных величин – логарифмическая, но обычно вам не придётся беспокоиться об этом. Существенные моменты заключаются в том, что 1) чем меньше звёздная величина, тем ярче звезда; и 2) разница в одну звёздную величину эквивалентна коэффициенту яркости 2,512 (корень пятой степени из 100). Таким образом, звезда 1,3-й звёздной величины в 2,512 раза ярче (т.е. даёт нам в 2,512 раза больше света), чем звезда 2,3-й величины, и в 100 раз ярче звезды 6,3-й звёздной величины. У вас также могут быть отрицательные значения звёздной величины. У звезды, которая в 100 раз ярче, чем эта 1,3, значение звёздной величины составляло бы 1,3 – 5 = -3,7. (Забавным побочным эффектом применения количественной шкалы будет то, что у Сириуса, самой яркой звезды на нашем небе, значение звёздной величины будет уже не 1, а -1,6.)
При хороших условиях наблюдения наш невооружённый глаз может разглядеть звёзды с величиной от отрицательной до примерно +6. Это видимые звёздные величины, измеряющие яркость такой, какой её видим мы, и зависящие как от природной яркости самой звезды, так и от её расстояния до нас. Свет подчиняется «закону обратной квадратичной зависимости»: его интенсивность (количество энергии, доставляемой на единицу площади за единицу времени) обратно пропорциональна расстоянию от источника. Например, если вы направите экспонометр на свечу в тёмной комнате с расстояния в один фут, а затем с расстояния в десять футов, количество света, измеренное вами на расстоянии десяти футов, будет составлять 1/100 от того, которое было на расстоянии одного фута. Объяснение этому простое. Свеча (или звезда) испускает определённое количество световой энергии каждую секунду, и по мере того, как она распространяется кнаружи от источника, это количество энергии распределяется по постоянно растущей сферической поверхности, площадь которой пропорциональна квадрату её радиуса.
Для сравнения значений собственной яркости звёзд их выражают в абсолютных величинах. Абсолютная звёздная величина – это видимая величина, которую имела бы звезда при наблюдении со стандартного расстояния. Это расстояние выбрано равным десяти парсекам.

Спектроскопы
Не менее важным, чем телескоп, является другой инструмент, который часто используется совместно с ним – спектроскоп. Свет – это форма электромагнитного излучения, разновидность волны, возникающей всякий раз, когда вибрируют электрические заряды (см. рис. 3-1). Свет от реального источника вроде горячего лагерного костра или далёкой звезды обычно содержит смесь длин волн (или, что эквивалентно, частот). Задача спектроскопа состоит в том, чтобы показать вам, какое количество света каждой длины волны излучает источник.
Почему это так важно? Поскольку для большинства звёзд мы не можем сформировать достаточно большое изображение, чтобы показать на нём графические детали, спектроскопия – это источник большей части той подробной информации, которой мы располагаем о них, – и её оказывается довольно много. Прежде всего, горячие тела излучают свою энергию с характерным распределением по длинам волн («непрерывный спектр», включающий некоторое количество энергии для каждой длины волны в широком диапазоне), точная форма которого зависит от температуры. (См. рис. 3-2.) В целом, горячее тело испускает излучение на всех длинах волн, но не одинаково. Чем горячее излучающее тело, тем короче длина волны максимальной интенсивности. Поскольку самые длинные волны видимой части спектра красные, а самые короткие – фиолетовые, это означает, что в процессе нагревания объекта вначале он вообще не светится, потому что все волны, которые он излучает, длиннее, чем мы можем увидеть. Когда он становится достаточно горячим, он начинает светиться красным – вначале тускло, затем ярче. По мере того, как вы продолжаете его нагревать, свечение становится более желтоватым, затем белым, когда широкий пик спектра перемещается через середину диапазона видимой части спектра, и, наконец, голубоватым, когда пик смещается влево от видимого диапазона, а наблюдаемая интенсивность спектра уменьшается от фиолетового края к красному. Это наблюдение непосредственно относится к звёздам: самые горячие звезды кажутся голубоватыми, а самые холодные – красноватыми.

РИСУНОК 3-1 Волны и электромагнитное излучение.

A. Любую волну можно рассматривать как картину возмущения, распространяющегося в среде. Эта схема могла бы представлять собой моментальный снимок сбоку волны, пробегающей по воде, поверхность которой в состоянии покоя представляет собой горизонтальную линию, отмеченную как «0». В некоем положении x поверхность смещается вверх или вниз на расстояние y; максимальное смещение – это амплитуда A. Вся волна распространяется вправо со скоростью v, поэтому, если сплошная кривая показывает поверхность в один из моментов, то через время t она выглядит как пунктирная кривая – то есть, весь рисунок сместился вправо на расстояние v. Расстояние между соседними гребнями (верхними точками) или нижними точками (впадинами) – это длина волны λ. Если вы смотрите на какую-то точку на поверхности, то она колеблется вверх и вниз между y = A и y = -A; количество колебаний в секунду – это частота (f). (Колебания в секунду раньше разумно называли «циклами в секунду»; теперь же, по причинам, которые автор затрудняется постичь, её обычно называют гораздо менее информативным словом «герц».) Скорость распространения волны связана с её частотой и длиной волны через v = fλ.
B. В электромагнитной волне, представляющей наибольший интерес для астрономов, «средой» может быть пустое пространство, а «возмущением» – электрическое или магнитное поле под прямым углом к направлению распространения волны. В пустом пространстве значение v для электромагнитных волн (или излучения) равно c = 3 × 10⁸ м/сек. Их длины волн и частоты охватывают чрезвычайно широкий диапазон, обычно разделенный на несколько областей, которым даны разные названия, и которые изучаются при помощи приборов различных видов. На схеме показаны приблизительные диапазоны длин волн, для каждого из которых приведено общеупотребительное название. Обратите внимание, что видимый свет (различаемый человеком) составляет очень малую часть общего диапазона. Обратите также внимание, что гамма-лучи и рентгеновские лучи перекрываются по длине волны; эти термины относятся не столько к длине волны, сколько к способу их получения. Как правило, рентгеновские лучи излучаются при атомных (электронных) переходах, а гамма-лучи – при ядерных или субъядерных.

Второе важное применение спектроскопии проистекает из того факта, что при прохождении света сквозь материю часть его поглощается. Спектр поглощения скорее дискретный, чем непрерывный – то есть, свет сильно поглощается только на ограниченных, чётко определённых длинах волн. Какие длины волн поглощаются, зависит от поглощающего материала. Спектр поглощения каждого элемена или соединение определяется его атомной или молекулярной структурой, поэтому он так же уникален, как отпечаток пальца. Это наш основной способ узнать химический состав звёзд и атмосфер планет. Большая часть видимого нами света звезды излучается самыми горячими её слоями, а когда он проходит через более холодные слои дальше, на непрерывный спектр горячего тела накладываются линии поглощения. Сравнивая длины волн в спектрах поглощения с характерными для различных веществ, астрономы могут распознавать химические составляющие более холодных слоёв.
Иногда линии поглощения в спектре звезды не в точности совпадают с линиями известных химических веществ – если только вы не корректируете их с учётом эффекта Доплера. Это ведёт нас к третьей важной области применения спектроскопии. Эффект Доплера – это кажущееся изменение частоты и длины волны, вызванное движением источника по направлению к наблюдателю или от него. Вы можете пронаблюдать его доступную и простую демонстрацию, если встанете рядом с железнодорожным переездом, когда поезд, гудя, приближается и проезжает мимо.

РИСУНОК 3-2 Непрерывные спектры для звёзд с тремя температурами «на поверхности»: 3000 К, 6000 К и 10000 К.

Вначале, когда поезд движется в вашу сторону, звуковые волны «прижимаются друг к другу» перед ним, поэтому вы воспринимаете их как более близкие друг к другу (более короткая длина волны) и достигающие вас чаще (более высокая частота), по сравнению с ситуацией, когда поезд стоит неподвижно. Когда поезд удаляется от вас, происходит обратное. Таким образом, когда машинист даёт сигнал, который он слышит как ровный по высоте тона, вы слышите, как он начинается высоким тоном, а затем падает, когда поезд приближается и проходит мимо.
Звёздный спектр часто будет соответствовать набору известных химических спектров, если вы предполагаете, что в силу эффекта Доплера все линии сдвинулись вверх или вниз, потому что звезда движется к вам или от вас с определённой скоростью. Такие наблюдения указывают на то, что многие галактики удаляются от нас (в их свете есть смещение в сторону более длинных волн, или «красное смещение»); и чем дальше они находятся, тем быстрее они движутся (и наоборот). Это наблюдение, известное как «закон Хаббла», является одной из основ любой космологии (теории Вселенной). Наряду с вышеописанным, эффект Доплера может давать нам информацию на гораздо более детальном уровне. Если звезда вращается вокруг оси, перпендикулярной вашему лучу зрения, одна её сторона движется к вам, другая – от вас, а середина просто перемещается поперёк вашего луча зрения. Таким образом, часть её света не показывает признаков доплеровского смещения, часть в большей или меньшей степени смещена в красный цвет, а часть – в синий цвет. Конечным результатом будет расширение всех её спектральных линий, и степенью расширения можно воспользоваться, чтобы оценить, насколько быстро вращается звезда.

Другие источники данных
Последние несколько десятилетий, а особенно – последние несколько лет, внесли некоторые существенные дополнения в копилку хитростей астрономов. Во-первых, видимый свет – это не единственный вид излучения, испускаемого звездами. Электромагнитное излучение варьирует от гамма-лучей с длиной волны всего лишь 10^-15 м до рентгеновских лучей, ультрафиолета, видимого света, инфракрасного излучения и радиоволн, часть которых имеет длину волны, измеряемую многими километрами. Из всего этого диапазона, аналогичного многим октавам в музыке, невооружённый глаз может увидеть менее одной октавы. (Для сравнения: мы слышим около десяти октав.)
В настоящее время астрономические наблюдения проводятся во всех частях электромагнитного спектра, и каждая из них рассказывает астрономам о том, чего не могут рассказать другие части. Оборудование для наблюдений в разных частях спектра выглядит очень по-разному. Например, одним из самых известных радиотелескопов является «тарелка» в Аресибо, которая встроена в чашеобразную долину в горах Пуэрто-Рико.
Во-вторых (и в-третьих, и значительно дальше), наша недавно обретённая способность путешествовать в космос и отправлять туда приборы произвела настоящую революцию в поиске астрономических данных. Как кто-то заметил лет десять назад, «За последние десять лет астрономия изменилась больше, чем за предыдущие четыреста».
На Земле проклятием для телескопов и спектроскопов всегда были облака, дымка, атмосферная турбулентность, пыль, промышленное загрязнение и рассеянный свет от больших и малых населённых пунктов. Все эти проблемы можно устранить, если вы разместите свои приборы за пределами атмосферы. Таким образом, несмотря на проблемы на первых этапах работы, телескоп «Хаббл» уже смог сделать многое из того, что до него не удавалось ни одному телескопу – в том числе первое прямое наблюдение многочисленных планетных систем в процессе формирования. Многие астрономы желают запустить «туда» ещё больше приборов – хоть на околоземную орбиту, хоть на Луну, или ещё дальше.
Наконец, космические путешествия позволили в буквальном смысле взглянуть на другие тела в нашей собственной Солнечной системе с гораздо более близкого расстояния, чем мы могли когда-либо до этого. К настоящему моменту мы уже видели много крупных и довольно много мелких тел «крупным планом» – в виде телевизионного изображения и в показаниях приборов, отправленных нам роботизированным космическим аппаратом, пролетающим мимо или даже совершающим посадку на них.
Важно ли это для писателей-фантастов? Вне всяких сомнений! Когда мы впервые начали получать телеметрические данные с других планет, мгновенно изменив свои представления о них, мне показалось, что одним из первых эффектов, который это оказало на писателей-фантастов, было то, что они стали слегка побаиваться выбирать местом действия своих произведений «местные» планеты. Если вы написали рассказ о Марсе, когда зонд ещё был на пути туда, то всё, о чём вы рассказали, может безнадёжно устареть к моменту публикации рассказа.
Но эта фаза быстро прошла. Вскоре у нас на руках оказалось столько совершенно новой информации о планетах, что писатели-фантасты больше не могли противиться искушению и начали вплетать её в свои произведения. Иметь возможность рассуждать о Меркурии или Юпитере с использованием знаний, которыми никто на Земле не обладал ещё полгода назад – это нечто захватывающее. Разумеется, это также может сделать процесс написания чуть более напряжённым. Одним из первых романов, опубликованных мной в журнале “Analog Science Fiction and Fact”, был «Мир в облаках» (“World in the Clouds”) Боба Бакли, в котором говорилось о людях, колонизирующих атмосферу Венеры. Боб писал его, а я редактировал как раз в то время, когда американские и советские зонды спускались в атмосферу Венеры и пакет за пакетом отправляли на Землю информацию из первых рук о том, что находилось там, внизу, на самом деле. Как любой хороший писатель-фантаст, Боб хотел сделать всё как можно правильнее. Поэтому всякий раз, когда приходил новый поток данных, я получал большой коричневый конверт с несколькими страницами для замены, чтобы вставить их в его рукопись.

ОТ БОЛЬШОГО ВЗРЫВА ДО ГАЛАКТИК
Как бы ни восхищали нас наши местные планеты, их потенциал в качестве жилья для инопланетян довольно ограничен. В любом случае, они представляют собой просто частные случаи общих принципов, описывающих звёзды и планеты повсеместно. Поэтому я не собираюсь вдаваться в подробное обсуждение условий на каждой из планет и спутников нашей Солнечной системы. Вместо этого я сразу перейду к описанию того, как образуются звёзды и планеты, и какой облик они могут принять в итоге.
Вначале, согласно лучшим предположениям большинства современных астрономов, вся материя во Вселенной была сосредоточена в чрезвычайно малом пространстве, и за один очень короткий период она начала расширяться – иными словами, она взорвалась. Этот взрыв, широко известный под названием «Большой взрыв», является отправной точкой для большинства современных моделей космологии – истории Вселенной. Ряд проблем, связанных с деталями, привёл к появлению вариаций на тему вроде инфляционных моделей, но, поскольку эта книга об инопланетянах и, вероятно, мало какие из их личных проблем будут такого масштаба, здесь я не буду подробно останавливаться на них. (Конечно, некоторые писатели-фантасты справятся практически с любым испытанием! Пример неких инопланетян, у которых такие проблемы действительно есть, ищите в книге Марианны Дайсон «Критический фактор» (“The Critical Factor”)) Если вы хотите сильнее углубиться в увлекательные загадки космологии, можно начать со статьи Ротмана и Эллиса в разделе «Источники».
Для большинства целей, связанных с созданием инопланетян, вам потребуется лишь общее представление о том, как, предположительно, развивалась Вселенная. Когда вся эта материя внезапно расширяется после Большого взрыва, начинает формироваться структура. Некоторые фрагменты движутся быстрее, чем другие, поэтому через определённое время более быстрые фрагменты переместились дальше, чем более медленные, что соответствует закону Хаббла. (Нет, это не означает, что мы находимся в центре Вселенной или на том самом месте Большого взрыва. Если вы присмотритесь к динамике такой системы немного внимательнее, то окажется, что каждый фрагмент видит, как все остальные фрагменты удаляются от него со скоростями, пропорциональными расстояниям до них.)
В самом начале не существовало ни звёзд, ни галактик; вся материя во Вселенной возникла в пространстве, малом по сравнению с подобными вещами. Изначально сама материя не находится в привычных формах вроде атомов и молекул. Мы пропустим краткий начальный период, когда всё ещё только стремилось приобрести знакомый нам облик хотя бы на этом уровне, и вернёмся к истории, когда у нас будет расширяющееся облако, состоящее в основном из водорода. Первоначальный взрыв настолько силён, что этот материал вскоре распределяется – по нашим меркам, довольно редко и неравномерно.
Гравитация, слабое, но повсеместное притяжение всей материи ко всей другой материи, склонна усиливать «комковатость» примитивной вселенной. Сила притяжения между двумя телами пропорциональна произведению их масс и обратно пропорциональна квадрату расстояния между ними. (F = GMm/r², где G – универсальная гравитационная постоянная [значения указаны в различных системах единиц в стандартных таблицах физических констант], M и m – две массы, а r – расстояние между их центрами.) Таким образом, тела, которые уже находятся близко друг к другу, притягивают друг друга сильнее, чем те, которые находятся далеко друг от друга. Таким образом, если вы посмотрите на область, в которой разреженный первичный газ немного плотнее, чем в окружающих областях, плотный «комок» будет демонстрировать тенденцию становиться ещё плотнее по мере того, как составляющие его частицы притягивают друг друга ещё ближе.
Таким образом, общая тенденция заключается в том, что материя во Вселенной распределяется всё более неравномерно. Вначале мы говорим об очень больших «комках» – о сгустках газа, которые мы пока ещё рассматриваем как довольно неплохой вакуум, распределённых по объёмам, поперечник которых измеряется миллионами световых лет, но всё равно более плотных, чем их окружение, чтобы начать вести себя как достаточно чётко очерченные сгустки, которые продолжают собираться вместе.
Вполне вероятно, что любой из этих сгустков, на какой ни посмотри, будет вращаться – очень медленно с бытовой точки зрения, но всё же обладая достаточно большим моментом импульса. Момент импульса легко вычислить для чего-то простого – например, для небольшого, но тяжёлого тела (вроде рыболовного грузила), которое раскручивают по кругу на веревочке. Вы просто умножаете массу на скорость и умножаете это на радиус окружности. (L = mvr, где L – момент импульса, v – тангенциальная скорость, а r – радиус окружности.)
Для более сложного объекта вроде галактики или чучела жирафа, вращающегося вокруг оси, продетой сквозь его плечи, вычисление момента импульса будет сложнее на практике, но не намного сложнее по своей сути. Хитрость заключается в том, чтобы рассматривать более сложную систему как состоящую из множества небольших масс, вращающихся вокруг оси, вычислить момент импульса для каждой из них, и все их сложить. (Сделать это немного труднее, чем сказать, потому что это вектор – то есть, у него есть как величина [размер], так и направление. В том маловероятном случае, если вам понадобятся подробности, их легко можно найти в стандартных пособиях по физике.)
Важной особенностью момента импульса является то, что он сохраняется, подобно энергии. То есть, если изменения происходят внутри системы (без приложения сил извне), момент импульса остаётся неизменным. Знакомым примером сохранения момента импульса является фигуристка, выполняющая вращение на льду. Если она начинает вращение с вытянутыми руками и ногой и медленно прижимает их, она вращается всё быстрее и быстрее. Поскольку каждая из частей её тела по-прежнему имеет ту же массу, но её расстояние от оси вращения уменьшается, её скорость должна увеличиваться, чтобы их произведение оставалось постоянным.
То же самое происходит с астрономически большими массами газа, которые сжимаются благодаря действию гравитации. По мере приближения вещества к оси вращения скорость вращения должна увеличиваться. Затем в игру вступает новый игрок: явление, обычно описываемое как «центробежная сила», хотя в рамках строгих физических понятий это вообще не сила, а просто тенденция (первый закон Ньютона) всего, что находится в движении, продолжать движение с той же скоростью и в том же направлении, если только на них не оказала воздействие внешняя сила. То самое рыболовное грузило, раскручиваемое на верёвочке, предпочло бы лететь по прямой (так и будет, если верёвочка порвётся). Чтобы заставить его двигаться по кругу, верёвочка должна обеспечивать центростремительную (направленную к центру) силу. Человек, который держит другой конец верёвки, ощущает силу, направленную от центра, поэтому, если верёвочка порвётся и грузило отлетит, то он, скорее всего, скажет, что это было вызвано центробежной силой.
Если медленно подтягивать верёвочку к себе, заставляя грузило описывать круги меньшего размера, но быстрее, то для того, чтобы сделать круг ещё меньше, требуется всё больше и больше усилий. Перенося этот принцип на большие газовые сгустки в космосе, вы можете понять, почему они имеют тенденцию сплющиваться: при одной и той же интенсивности гравитационное притяжение будет эффективнее притягивать материю вдоль оси вращения, чем перпендикулярно ей, поскольку в последнем случае оно должно противодействовать «центробежной» тенденции удалённой от оси материи улетать прочь по касательной. В итоге получается, что, если начать со сгустка примерно сферической формы и галактического размера, то вдоль оси, проходящей через его полюса, он будет сжиматься быстрее, чем на экваторе. Вначале у него появляется экваториальная выпуклость, а в конце он оказывается больше похожим на вращающийся диск, чем на шар. Более сложные причины часто заставляют галактики, превращающиеся в диски, образовывать спиральные рукава, похожие на лопасти детской вертушки, из-за чего они называются спиральными галактиками. Различные исходные условия и разные стадии эволюции также приводят образованию галактик других типов – например, эллиптических (действительно имеющих эллипсоидальную форму) и неправильных.
Наша Солнечная система расположена в одном из рукавов спиральной галактики, которую часто называют Млечный путь (рис. 3-3). Наша Галактика будет служить хорошей иллюстрацией того, какие размеры и расстояния присущи галактикам. В ней содержится что-то около 100 миллиардов (10¹¹) звёзд, которые в большинстве своём расположены в диске диаметром около 100 000 световых лет и толщиной в среднем около 1500 световых лет. В нём также есть центральная выпуклость, и всё это вместе окружено приблизительно сферическим облаком горячего газа с разбросанными в нём немногочисленными звёздами, в основном в плотных шаровых скоплениях.
Солнечная система (малой частью которой является Земля) находится примерно в 30 000 световых лет от центра галактики. (Для сравнения, Земля находится всего в восьми световых минутах от Солнца.) Вот почему мы видим нашу галактику (когда мы её вообще видим) как «Млечный путь». Когда мы смотрим в этом направлении, наш взгляд направлен вдоль плоскости галактики, где на тысячи световых лет простираются плотные скопления звёзд. В других направлениях мы смотрим более или менее прямо сквозь ближайшую к нам часть диска с относительно тонким слоем звёзд, прежде чем попадаем в «пустое» межгалактическое пространство.

РИСУНОК 3-3 Диск нашей Галактики при взгляде вдоль оси, проходящей через её полюса (вверху) и с краю. Ореол почти сферической формы, окружающий диск, не показан.

«Межгалактический» – это означает на много порядков более удалённый, чем просто «межзвёздный». Как писатель-фантаст вы должны хорошо осознавать разницу в этих понятиях. Вы не можете говорить между делом о прибывших на Землю «пришельцах из другой галактики» с технологией космических полётов, не особо отличающейся от нашей собственной. Нашими ближайшими «соседями» среди галактик являются Магеллановы облака, две неправильные галактики в паре сотен тысяч световых лет от нашей, а ближайшие галактики, очень похожие на нашу собственную, находятся на расстоянии пары миллионов световых лет. Любой, кто путешествует из одной из них в другую, должен пользоваться очень развитыми технологиями и, вполне возможно, какой-то наукой за пределами всего, что известно нам.
Вы могли бы подумать, что это могло бы означать, что галактики как таковые редко будут вызывать у писателей-фантастов нечто большее, чем второстепенный интерес, но на самом деле их роль может быть очень важна. Мой роман «Грехи отцов» вырос непосредственно из того факта, что в галактиках иногда случаются масштабные взрывы, затрагивающие всё их ядро. Излучение от такого взрыва могло бы сделать непригодными для жизни планеты по всей пострадавшей от них галактике – и мы бы не узнали, что наша Галактика стала непригодной для жизни, пока нас не достигло бы смертоносное излучение. Но предположим, что мы получили небольшое предварительное предупреждение и предложение помощи от каких-то инопланетян, которые уже знали, что могут передвигаться быстрее, чем излучение, и могут переселить население целых планет в другую галактику, заботясь об их безопасности.
Да, эти пришельцы, кийра, были очень прогрессивными. Но на данный момент они позволили мне написать два романа, и я получил много удовольствия (и многому научился), пока работал с ними.

ЗВЁЗДНЫЙ ЗВЕРИНЕЦ, И КАК ОН ПОПОЛНЯЛСЯ
Вместе с тем, возвращаясь к нашей формирующейся галактике, мы по-прежнему должны принимать во внимание существование звёзд. К тому времени, когда спадающееся облако уменьшится примерно до галактических размеров, материя станет достаточно плотной, чтобы атомы могли сталкиваться и образовывать молекулы, а молекулы – сталкиваться и образовывать частицы пыли. Мы по-прежнему говорим об очень разреженной материи – это вакуум в большей степени, чем можно было бы найти, например, на Луне, – но мы говорим ещё и об отрезках времени, измеряемых миллиардами лет. Таким образом, спустя некоторое время в зарождающейся галактике будет не только водород с небольшой добавкой чуть более тяжёлых атомов, но и некоторое количество простых молекул и пыли.
По тем же причинам, которые сделали комковатым изначальное космическое облако, а комки начали превращаться в галактики, протогалактическое облако также становится комковатым, и сгустки, если они находятся в нужном диапазоне масс, превращаются в звёзды. Образование звёзд происходит, скорее всего, в туманностях – облаках из относительно плотного газа и пыли (таких, как хорошо известные «звёздные ясли» в созвездии Ориона). Если отделяется кусок протозвёздного размера, то он, подобно более крупному сгустку, из которого образовалась галактика, сжимается под действием гравитационного притяжения его частей друг к другу. Если он вращается, он будет проявлять тенденцию к ускорению вращения по тем же причинам, что и фигурист или зарождающаяся галактика.
Но по мере того, как протозвезда спадается и вращается быстрее, попутно случается ещё пара вещей. Средняя плотность в таком облаке значительно выше, чем во всей галактике, и потому атомы сталкиваются чаще. Они также сталкиваются на более высоких скоростях: как и любые падающие объекты, атомы в протозвёздной туманности движутся с ускорением. Поскольку энергия сохраняется, вся эта потенциальная гравитационная энергия вначале преобразуется в кинетическую энергию падающих объектов, а затем в результате столкновений на высокой скорости распространяется на другие атомы. Иными словами, внутри становится одновременно и теснее, и жарче.
Значительно жарче. Столкновения становятся настолько сильными, что от многих атомов отрываются электроны, превращая газ в плазму (газ, состоящий не из электрически нейтральных атомов, а из электрически заряженных частиц, в том числе из голых атомных ядер и свободных электронов). Когда ядро становится достаточно горячим, некоторые из этих сталкивающихся атомных ядер могут слипаться, образуя более крупные и сложные ядра – это процесс, называемый термоядерным синтезом. Первая из загорающихся в новой звезде термоядерных реакций фактически представляет собой последовательность реакций, но их конечным результатом является слипание четырёх ядер водорода (протонов) с образованием одного ядра гелия с выделением огромного количества энергии. Эта реакция в настоящее время является источником энергии для Солнца, и ожидается, что всё будет продолжаться таким образом примерно на нынешнем уровне выработки энергии ещё, наверное, восемь миллиардов лет.
Насколько долго звезда может поддерживать своё существование за счет слияния атомов водорода, зависит в первую очередь от её исходной массы. В целом, чем массивнее звезда, тем больше у неё топлива, но тем быстрее она его сжигает. Таким образом, самые массивные звёзды горят жарче и ярче всего, но быстрее всего истощают свои запасы.
Звёзды обычно классифицируются в зависимости от их непрерывных спектров или, что означает то же самое, от их температур (точнее, от температур слоёв, из которых испускается большая часть света). Классы (или типы), в порядке уменьшения температуры и усиления покраснения, обозначаются как O, B, A, F, G, K и M. (Проверенное временем мнемоническое правило – «Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me.» («О, будь хорошей девочкой, поцелуй меня»)*.) В таблице 3-1 приведены основные свойства каждого из классов. Каждый класс подразделяется на десять подклассов, каждый из которых обозначается цифрой после буквы, например, G0, G1,... G9. (наше Солнце обычно рассматривается как G2.)

Один из столбцов в таблице 3-1 – «Время пребывания на главной последовательности». Если вы построите график светимости (или абсолютных величин) звёзд в определённой области пространства в зависимости от их температур (или спектральных классов), то получите что-то вроде рисунка 3-4, часто называемого диаграммой Герцшпрунга-Рассела (H-R). (Более подробные версии см. в таких пособиях по астрономии, как работа Смита и Джейкобса.) Главная последовательность – это диагональная полоса, тянущаяся от верхнего левого угла к нижнему правому; многие звёзды проводят на ней большую часть своей жизни.

Таблица 3-1 Спектральные классы звёзд.

(Температура указана в градусах Кельвина (К), светимость в солнечных единицах [т.е. светимость Солнца = 1], а время пребывания на главной последовательности в земных годах. Указанные диапазоны являются приблизительными; значения, приведённые в разных источниках, незначительно различаются.)

Протозвезда впервые появляется на диаграмме H-R в правом верхнем углу, то есть как красный гигант. Она ещё продолжает сжиматься из большой протозвёздной туманности, а когда она, наконец, становится достаточно горячей, чтобы излучать какой-либо видимый свет, этот свет едва захватывает красный край видимого спектра. Её яркость высока не потому, что очень ярок каждый её квадратный сантиметр, а потому, что этих квадратных сантиметров великое множество. По мере того, как она продолжает сжиматься, её светимость уменьшается – то есть, звезда движется вниз по правой части диаграммы H-R – довольно быстро, с точки зрения астрономии. Когда начинается синтез водорода, звезда переходит на главную последовательность в точке, которая определяется её массой. Голубые гиганты класса O, возможно, в 20 или 30 раз массивнее Солнца и горят в десятки тысяч раз ярче Солнца, но живут всего лишь несколько миллионов лет. Солнце должно просуществовать, как минимум, десять миллиардов лет (и ему, вероятно, ещё предстоит прожить больше половины своего срока существования). Ожидается, что оранжевые и красные карлики типов K и M останутся на главной последовательности на протяжжении десятков миллиардов лет – это значительно дольше, чем предполагаемый возраст нашей Галактики, поэтому предполагается, что ни одна из этих звёзд ещё не покинула главную последовательность.
Почему звезда вообще должна покидать главную последовательность? Со временем всё водородное «топливо» оказывается израсходованным, и термоядерные реакции, которые так долго поддерживали своего рода равновесие, должны прекратиться. Ядро, больше не «раздуваемое» этими реакциями, снова начинает сжиматься под действием силы тяжести. И опять гравитационная энергия преобразуется в тепловую, поэтому температура ядра повышается – достаточно, чтобы преодолеть влияние гравитации на более холодные внешние слои и начать выталкивать их наружу. Расширяясь, они охлаждаются; но площадь их поверхности увеличивается ещё быстрее, в результате чего звезда становится больше, краснее и ярче. Иными словами, она перемещается вверх и вправо от главной последовательности, превращаясь (опять) в красный гигант. (Из-за этого её называют «беловатая звезда с избытком красного». Если рассматривать этот вопрос подробно, то он, вероятно, будет значительно сложнее и интереснее. Смотрите рассказ Пола Андерсона «Звёздный туман», рисунок на обложке Чесли Боунстелла и редакционную статью Джона У. Кэмпбелла в том же номере журнала «Analog» [август 1967], посвящённую обсуждению вопроса о том, почему вблизи такая звезда может больше походить на сияющего белого карлика, окружённого тонким красноватым облаком.)

РИСУНОК 3-4 Диаграмма Герцшпрунга-Рассела (H-R), связывающая яркость звёзд с их массой и спектральным классом.

Да, рано или поздно это случится с Солнцем, как и со всеми другими звёздами главной последовательности. (Кстати, в этом простом наблюдении заключён значительный сюжетный потенциал. Если человечество жаждет прожить больше нескольких миллиардов лет (что, по общему признанию, побило бы все предыдущие рекорды продолжительности существования вида), то ему придётся расселиться за пределы этой Солнечной системы, поскольку расширение Солнца с переходом в статус красного гиганта испепелит все ближайшие к нему планеты.) Но конец синтеза водорода и расширение с превращением в красный гигант – это не конец истории звезды. Помните, что ядро продолжает становиться всё меньше и горячее. Когда оно становится достаточно горячим (порядка ста миллионов Кельвинов), может начаться новая термоядерная реакция, превращающая гелий в углерод и вновь перемещающая звезду влево (в сторону главной последовательности) на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Когда весь гелий израсходован, внешние слои опять расширяются, но ядро продолжает сжиматься. Когда ядро становится достаточно горячим, начинается ещё одна термоядерная реакция, «сжигающая» углерод с образованием кислорода, неона и магния.
Вы наблюдаете закономерность: старая звезда проходит через ряд последовательных стадий, используя элементы, полученные в результате предыдущих реакций ядерного синтеза, для создания всё более и более тяжёлых элементов. Как же они попадают в такие места, как влажный тропический лес Амазонки или ваш буфет? Оставайтесь с нами....
Этот процесс создания элементов со всё более и более увеличивающимися номерами может дойти лишь до этого предела: создание элементов тяжелее железа не подвластно термоядерному синтезу. В конце концов, у звезды заканчиваются источники ядерной энергии, и ядро продолжает сжиматься (и нагреваться ещё сильнее), а её внешние слои продолжают расширяться. Как правило, внешние слои оказываются полностью утраченными: либо постепенно, либо в результате более или менее бурных событий вроде взрывов, называемых «новыми звёздами», а ядро продолжает существовать как очень маленькая, горячая, плотная белая звезда под названием белый карлик. Для звезды с относительно небольшой массой (вроде нашего Солнца) с этого момента все дела по большому счёту идут под откос. В конце концов, звезда (которая раньше была ядром более крупной звезды) уже не может сжиматься дальше; её гравитационное притяжение не может преодолеть силы взаимного отталкивания атомов. Таким образом, размер стабилизируется, и звезда больше не производит новой тепловой энергии взамен той, что она излучает. Так что она очень медленно остывает и тускнеет, превращаясь в итоге в чёрного карлика.
Несколько более массивную звезду (свыше 1,4 массы Солнца) может ожидать более драматичный конец. Её гравитационное притяжение достаточно сильно, чтобы, по сути, вдавливать электроны в ядра атомов, из которых она состоит, превращая всю звезду в «нейтроний» – форму материи, состоящую из плотно упакованных нейтронов. Такая материя значительно плотнее, чем что-либо в нашем повседневном опыте; масса Солнца может быть сжата в сферу диаметром всего лишь десять или двадцать километров. Кроме того, ускорение вращения, возникающее при сжатии, оказывается доведённым до крайности. Нейтронная звезда совершает полный оборот за время порядка одной секунды, испуская короткопериодические всплески излучения, которые известны нам как пульсар.
Ещё более массивную звезду может ожидать самый драматичный конец из всех возможных. Она может схлопнуться до такой высокой плотности, что даже свет больше не сможет вырваться из неё, и станет чёрной дырой.
Нейтронные звёзды и чёрные дыры обладают множеством необычных свойств, но они имеют слишком опосредованное отношение к «обычному» созданию инопланетян, чтобы оправдывать слишком большие затраты времени на них здесь. Однако я расскажу о них чуть больше в последней главе. Такие экзотические возможности действительно скрывают в себе исключительный сюжетный потенциал (см., например, роман Роберта Л. Форварда «Яйцо Дракона» о жизни на нейтронной звезде), но развитие этого потенциала ставит задачи, выходящие далеко за рамки потребностей большинства писателей.
Между тем, есть ещё одна вещь, которую нам нужно сказать об эволюции звёзд. Описанные мною реакции ядерного синтеза не могут объяснить все наблюдаемые нами элементы и изотопы. Откуда же берутся остальные? Вспомните, что старые звёзды склонны сбрасывать свои внешние слои в космос. Это вещество вновь смешивается с межзвёздной средой, части которой могут собираться и создавать новые звёзды. Эти звёзды «второго (или более позднего) поколения», содержащие материал более ранних звезд, обладают важным отличием от звёзд «первого поколения». Звёзды первого поколения, когда нагревались в достаточной степени для поддержания термоядерных реакций, могли использовать в качестве сырья лишь водород и немного гелия, что ограничивало количество реакций, которые могли происходить. Звёзды более поздних поколений уже содержат примесь более тяжёлых элементов, которые были произведены предыдущими поколениями, и которые могут участвовать в новых видах реакций с образованием ядер, невозможных для звёзд первого поколения. Такие реакции «заполняют пробелы»; более того, в ходе некоторых из этих реакций образуются нейтроны, которые могут запускать новые реакции, приводящие к образованию новых изотопов, включая элементы тяжелее железа.
Для получения самых тяжёлых элементов требуется такое количество нейтронов, какое, вероятно, образуется только при взрывах сверхновых. Вспышка сверхновой – это чрезвычайно сильный взрыв, который обрывает жизнь некоторых очень массивных звёзд. Это один из тех немногих инцидентов в эволюции звёзд, которые происходят достаточно быстро, чтобы люди могли наблюдать их непосредственно (масштабы времени измеряются днями), однако такие события чрезвычайно редки. В среднем случается, возможно, по одному такому событию на всю галактику раз в столетие – может, это и к лучшему, потому что сверхновая может на какое-то время стать ярче, чем вся галактика, в которой она находится, и испускать излучение, которое может радикально повлиять на жизнь на планетах даже достаточно удалённых от неё звёзд. Это событие несёт в себе очевидный сюжетный потенциал (см., например, «День причастия» Пола Андерсона и мой «Пророк» (“The Prophet”)). Также существует менее очевидная связь с сюжетами, которые, казалось бы, не имеют ничего общего с подобными вещами. Как мы увидим в следующем разделе, планеты – это побочный продукт процессов образования звёзд и, следовательно, они должны состоять из материалов, присутствующих в туманности, из которой образовалось их солнце. Поскольку такое большое количество элементов может образоваться только в звёздах более позднего поколения, а некоторые из них – только в сверхновых, у солнечной системы вроде нашей собственной, где богато представлены даже тяжёлые элементы, должны быть более ранние предки, среди которых почти наверняка была, как минимум, одна сверхновая. Планета, формирующаяся вокруг звезды первого поколения или из туманности, содержащей лишь небольшое количество примесей от предыдущих поколений, была бы бедна металлами и другими тяжёлыми элементами. Какая-то цивилизация, которая возникла бы там, обязательно отличалась бы от нашей. (См., например, «Большую планету» Джека Вэнса.)

ВАЖНЕЙШИЙ ПОБОЧНЫЙ ПРОДУКТ: ПЛАНЕТЫ И ЛУНЫ
Второе важное событие, которое происходит, когда протозвезда сжимается и вращается всё быстрее и быстрее, состоит в том, что она сплющивается в диск – и на экваторе от неё отламываются куски материала. Дальше они могут уплотняться в планеты, и от центральной звезды им может передаваться вращательный импульс, заставляющий планеты следовать вокруг центральной звезды по стабильным орбитам.* Аналогичный процесс в ещё меньшем масштабе может привести к тому, что вокруг самих планет будут вращаться спутники ещё меньшего размера.

Конечно, подробности этого процесса значительно сложнее и до сих пор до конца не поняты. До самого недавнего времени единственным примером такой «солнечной системы», который мы когда-либо видели, была та система, в которой мы живём. Один из давних и важнейших споров в астрономии касался частоты формирования планет: являются ли Земля и её братья и сёстры уникальным явлением, или эта и другие галактики изобилуют подобными объектами? Писатели-фантасты обычно предпочитают последнее по той очевидной причине, что это предполагает гораздо более широкий диапазон сюжетных возможностей. (Если бы мы знали, что мы уникальны, мне не было бы особого смысла писать эту книгу!)
В последние годы астрономическая мысль была большей частью на стороне писателей-фантастов, предполагая, что планеты достаточно широко распространены, но это подозрение оставалось лишь гипотезой, основанной на теории и не подтверждённой прямыми наблюдениями. В последнее время ситуация меняется – фактически, пока я работал над этой главой, вышел отчёт об обнаружении телескопом «Хаббл» дисков, подобных тем, что ожидаются для формирующихся солнечных систем, вокруг многих молодых звёзд в туманности Ориона.*

Поскольку ожидается, что планеты будут конденсироваться из диска, кружащегося вдоль экватора вращающейся протозвезды, можно было бы ожидать, что их орбиты будут лежать, как минимум, примерно в одной плоскости. Они могут быть искажены гравитационным взаимодействием с телами, прилетающими извне, но когда орбита одной из планет в системе значительно отклонена от орбит других планет (например, как у Плутона в нашей системе), вы можете предположить, что сама эта планета – бывший сторонний объект, который был захвачен гравитацией.
Характеристики планет, как и характеристики звёзд, в значительной степени определяются их массами. В случае планет существует и другой важный определяющий фактор: природа первичной звезды, или «солнца», и расстояние, на котором вращается планета. Более того, эти факторы взаимодействуют друг с другом.
В нашей Солнечной системе планеты (за возможным исключением Плутона, который может быть объектом стороннего происхождения), естественным образом явственно делятся на две широкие категории. Самые внутренние планеты – Меркурий, Венера, Земля и Марс – могут быть объединены в категорию «землеподобных»: это относительно небольшие каменистые тела, в атмосфере которых (если таковая имеется) есть большое количество таких газов, как азот, водяной пар, углекислый газ и кислород. Внешние планеты – Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун – это «юпитеры»* (то есть, планеты, сходные с Юпитером): газовые гиганты значительно большего размера, чем землеподобные, с плотной атмосферой (по крайней мере, у некоторых из них может даже не быть твёрдого ядра), состоящей в основном из тех же видов лёгких газов, которые обычно встречаются в межзвёздной среде (много водорода и гелия, и в меньшем количестве – метан и аммиак).

То, что планеты земной группы расположены близко к Солнцу, а юпитеры дальше – это не случайность. Вполне возможно, что первоначально у всех планет в целом был тот же самый состав, что и у протозвёздной туманности, из которой они образовались. Юпитеры, удалённые от первичной звезды, всё ещё сохраняют определённое сходство с этим составом, а также большую часть своей первоначальной массы. Землеподобные планеты утратили большую часть своей исходной массы, в частности, самые лёгкие газы, потому что их близость к центральному телу нагревала эти лёгкие газы настолько сильно, что они вырывались из уз их гравитации.
Для писателя-фантаста «земли и юпитеры» – это, вероятно, слишком простая и ограниченная классификация для всех видов планет, которые могут существовать. Различия внутри каждого из классов достаточно велики – например, Меркурий значительно меньше и горячее Земли, практически лишён атмосферы, тогда как Венера примерно такого же размера, как Земля, но обладает гораздо более плотной атмосферой, и у неё гораздо более горячая поверхность. Если во Вселенной так много планет, как кажется, то маловероятно, что в нашей небольшой локальной коллекции есть образцы всех возможных типов. В других планетных системах могут существовать, например, планеты, занимающие промежуточное положение между Землёй и Нептуном, или более массивные, чем Юпитер.
Поскольку природу планет должны определять законы физики и химии, мы можем сделать несколько обоснованных предположений о типах, которые могли бы существовать. Как писатель-фантаст, я счёл полезным писать о них в рамках расширенной системы классификации, описанной писателем-фантастом Полом Андерсоном (в книге «Есть ли жизнь в других мирах?» (“Is There Life on Other Worlds?”)): супер-юпитеры, юпитеры, мини-юпитеры, суперземли, земли и миниземли.

Супер-юпитеры
Масса этих планет могла бы в несколько раз превышать массу Юпитера. Это очень большие объекты, с массой, в десять или пятнадцать раз превышающей массу Юпитера, могут представлять собой пограничные объекты между звёздами (которые светят своим собственным светом) и планетами (которые не дают света). У них могут быть довольно горячие ядра, и если бы они были чуть более массивными, то в них могли бы начаться собственные термоядерные реакции. (Такие объекты иногда называют «коричневыми карликами».) По составу супер-юпитеры должны быть достаточно сильно похожими на звёзды, со значительным преобладанием водорода, большим количеством гелия и «следовыми количествами» всего остального (что, по нашим подсчётам, всё равно может означать довольно большие, хотя очень широко распределённые массы).
Большая масса не обязательно означает объект большего диаметра. Это может привести к более сильному сжатию, так что сам Юпитер может быть близок к максимально возможному диаметру для планеты. Такое сжатие означает, что супер-юпитеры более цепко удерживают свои атмосферы и, следовательно, могут удерживать их (и оставаться супер-юпитерами) даже на орбитах, слишком близких к центральному телу по меркам планет, подобных нашим юпитерам. Это также подразумевает, что они должны очень быстро вращаться и, следовательно, могли бы быть сильно сплющенными вдоль полярной оси, и на их полюсах «эффективная гравитация» была бы значительно сильнее, чем на экваторе.
Хол Клемент описал такой мир, Месклин, в своём романе «Экспедиция «Тяготение»». Сутки на Месклине – то есть, время, необходимое для того, чтобы совершить один оборот вокруг своей оси, – составляют около восемнадцати минут. Стоя на его экваторе, вы чувствовали бы себя примерно втрое тяжелее, чем на Земле, а на полюсе – примерно в семьсот раз. Излишне говорить, что такой мир предъявлял бы совершенно особые требования ко всему, что там жило. Мы пока мало что можем сказать о них, но позже мы обязательно вернёмся к Месклину.
В связи с разговором о супер-юпитерах я упомяну между делом ещё один вариант несколько менее экзотичной жизни. У такой планеты могла бы существовать в качестве спутника более или менее землеподобная планета, и поскольку супер-юпитер может сохранять стабильное положение относительно близко к своей звезде, его луна могла бы быть относительно похожей на Землю и стать пристанищем для жизни. Конечно, она обладала бы кое-какими необычными особенностями. Из-за приливных сил (о которых мы расскажем подробнее чуть позже) она, вероятно, была бы связана синхронным вращением, всегда оставаясь обращённой к супер-юпитеру одной и той же стороной – точно так же, как наша Луна обращена к Земле. Если только орбита спутника не будет слишком наклонена, обитатели «ближней» стороны наблюдали бы то, что мы сочли бы довольно необычными циклами чередования света и темноты, где затмения были бы каждый день, а ночью в небе главенствовала бы огромная яркая «луна». У жителей «дальней» стороны могло бы быть больше «нормальных» дней и ночей, но они изначально даже не подозревали бы о существовании супер-юпитера – ровно до тех пор, пока их первые исследователи, совершившие кругосветное путешествие, не испытали бы немалое удивление!

Юпитеры
Эти планеты, сравнимые по массе и размерам с нашими Юпитером и Сатурном, должны находиться относительно далеко от своего солнца по уже упомянутым причинам.* У более холодной звезды они могут находиться ближе, чем у более горячей. Несколько десятилетий назад от возможности существования жизни в таких мирах обычно отмахивались на том основании, что там было бы слишком холодно. Теперь мы признаём, что дела не обязательно обстоят именно так. Во-первых, эти плотные атмосферы обладают мощным парниковым эффектом, и их более глубокие слои могут быть довольно тёплыми. Во-вторых, мы на самом деле не очень уверены в том, что будет «слишком холодно» для жизни. В любом случае, прежде чем мы сможем что-то сказать о возможности существования жизни на планетах тех или иных типов, нам придётся поподробнее рассмотреть вопрос о том, как устроена жизнь – вначале в тех немногих случаях, о которых мы знаем, и далее во многих, которые мы можем хотя бы смутно представить. Речь об этом пойдёт в следующей главе.

Мини-юпитеры*
Эти планеты типа Урана или Нептуна больше похожи на юпитеры, чем на земли, но с заметными отличиями в составе и связанных с этим характеристиках. Меньшие массы и более высокая плотность у известных нам примеров в сравнении с Юпитером и Сатурном позволяет предполагать, что они потеряли больше своего водорода и гелия и, следовательно, концентрация более тяжёлых элементов в них будет выше.

Почему же они потеряли больше самых лёгких элементов? Поскольку Уран и Нептун находятся дальше от Солнца, чем Юпитер и Сатурн, объяснение в их случае, предположительно, заключается в том, что их масса изначально была меньше, и они не обладали достаточной силой притяжения, чтобы воспрепятствовать утечке лёгких атомов. В других местах аналогичный эффект можно было бы получить при изначально большей массе, но ближе к своей звезде. Повышенная гравитация затрудняла бы утечку лёгких атомов, но больший объём солнечной энергии помог бы им преодолеть более серьёзное препятствие. А если бы вы сделали исходную массу ещё меньше или поместили бы её ближе к центральному телу, то эти изменения зашли бы ещё дальше, и у нас получились бы…

Суперземли
Этот тип похож на Землю несколько больше, чем на Уран или Нептун, но всё же отличается достаточно сильно, чтобы выглядеть весьма экзотично. У планеты с массой, в восемь раз превышающей земную, при равной плотности диаметр был бы вдвое больше, и сила тяжести на поверхности была бы двойная. Без данных, полученных в ходе наблюдений, трудно сказать, насколько плотность таких планет может быть близка к плотности Земли на самом деле. С одной стороны, большая масса может привести к большему сжатию и более высокой плотности. С другой стороны, эта тенденция может быть компенсирована способностью сохранять большую часть исходного запаса лёгких элементов на планете. При прочих равных условиях следствиями более высокой силы тяжести на поверхности могут быть более плотная атмосфера и более сильный парниковый эффект, хотя с увеличением высоты плотность атмосферы и давление будут снижаться быстрее. Находясь слишком близко к своей звезде, такая планета могла бы выглядеть похожей на Венеру; или же она могла бы поддерживать температуру, близкую к приемлемой для нас, на орбите у более холодной звезды.

Земли
Этот класс, в настоящее время более узко определяемый как планеты с массами, достаточно близкими к массе Земли, всё равно может обладать значительным разнообразием – как наглядно демонстрируют два известных нам примера. Венера, масса которой почти равна массе Земли, обладает атмосферой, давление которой на поверхности планеты в несколько сотен раз превышает земное; её температура достаточно высока, чтобы расплавить свинец, а состав был бы чрезвычайно ядовит для нас.

Мини-земли
К числу этих планет относятся такие тела, как Меркурий, Марс и Луна: они заметно меньше Земли, каменистые и обычно практически лишены атмосферы – хотя я говорю об этом осторожнее, чем мог бы сказать несколько лет назад. Как показывает моя подборка примеров, такие тела могут представлять собой либо «самостоятельные» планеты, либо спутники более крупных, и их атмосфера или отсутствие таковой во многом зависит от того, где они находятся. У Меркурия мало атмосферы (если таковая вообще есть) из-за его близости к Солнцу; но некоторые из спутников Юпитера и Сатурна обладают довольно схожими размерами и в настоящее время выглядят одним из самых перспективных мест существования местной жизни в нашей Солнечной системе. (Чтобы узнать подробности, смотрите последние результаты, полученные с космических зондов, отправленных на внешний край Солнечной системы!)

ВВОДНЫЙ КУРС ПО СОЗДАНИЮ МИРОВ
По темам этой главы я мог бы рассказать гораздо больше, но место не позволяет. Любая галактика, звезда или планета – это гораздо более сложная штука, чем я пытаюсь это представить; мне пришлось свести данные воедино и выделить основные моменты, потому что наш главный интерес в этой книге – это инопланетяне, существа, которые могут жить в этих мирах. Насколько глубоко вы вникаете в детали создания миров, зависит как от вашего интереса к таким вещам, так и от характера вашего произведения.
Вполне очевидно, что вам нужно будет получить более подробную информацию о мире, из которого происходят ваши инопланетяне, если действие вашего произведения происходит в том мире, чем если бы ваши инопланетяне просто нанесли людям визит на их собственной территории. В «Грехах отцов» я рассказал об исходном облике родного мира расы Кийра очень мало (хотя я достаточно много знал об истории, которая вела от него к их нынешнему положению). Мы увидели их лишь в тысячах световых лет от того места, из которого они стартовали, и ещё до того, как они ушли, их технология превратила их родной мир в нечто совсем иное. С другой стороны, в «Экспедиции «Тяготение»» или «Детях ветра» Пола Андерсона природа мира и порождённые ею существа занимали в сюжете центральное место. (В десятой главе об этих произведениях рассказывается более подробно.) Хол Клемент нарисовал в воображении экзотический мир, который мог бы существовать, и попытался понять, какого рода жизнь и цивилизация могли бы возникнуть в таком месте. Пол Андерсон представил себе некое существо и попытался выяснить, как оно могло существовать – и какой мир мог бы позволить ему сделать это.
Если вы хотите попробовать что-то из всего этого – создать полностью проработанных существ и мир, который мог бы их породить, или наоборот, – то вы должны ожидать, что создание собственного мира потребует от вас значительных вложений внимания и усилий. Вам потребуется более подробная информация, чем я могу дать вам здесь. С другой стороны, если вы начинаете с общего представления о своем сюжете и вам просто нужны инопланетяне, которые могут сыграть в нем определённую роль, вам может быть нужно лишь общее представление о границах правдоподобия. (Однако я ни разу не встречал такого произведения, которое пострадало бы от того, что его автор слишком хорошо знал общие сведения о нём, если только он знал, когда уже нужно перестать говорить на эту тему. В общем, чем живее вы изобразили место действия и действующих лиц, тем увлекательнее будет ваш рассказ.)
Но не имеет особого значения, в какой части шкалы находятся ваши амбиции – скорее всего, вы захотите обдумать родной мир ваших инопланетян хотя бы в общих чертах. Итак, давайте обсудим основную последовательность шагов, которой, вероятно, будет следовать ваша мысль, а затем я укажу вам несколько дополнительных источников, где вы сможете найти более подробную информацию или конкретные примеры.

Важность вашей звезды
Начинайте со звезды, поскольку она определяет облик всего остального. Как я уже давал понять, вам редко (или вообще никогда) захочется использовать звезду, которая «у всех на слуху» – например, Денеб или Сириус. Обычно такие звёзды – гиганты. Голубые и белые находятся сверху в левом конце главной последовательности, и время, которое они проводят там, вероятно, слишком мало для того, чтобы эволюция породила развитую жизнь, даже если они создадут планеты – и существуют определённые (хотя и противоречивые) свидетельства того, что у них этого обычно не бывает. Красные гиганты находятся либо на короткой стадии формирования, либо в одном из более поздних эпизодов расширения после исчерпания одного из видов ядерного топлива – процесса, который, вероятно, уничтожает все планеты, на которых могла бы существовать жизнь.
С другой стороны, красные карлики, по крайней мере, те, что находятся самой глубине правого нижнего угла, вероятно, светят слишком слабо, чтобы породить жизнь на каких-то планетах, которые у них могут быть. Так что вам, скорее всего, потребуется звезда где-нибудь достаточно далеко справа на главной последовательности – но не слишком далеко. Некоторые авторы подсчитали, что для того, чтобы планета была пригодна для заселения её нами или существами, достаточно схожими с нами, спектральный класс звезды, вероятно, должен находиться между классами F5 и K5. Внутри этого диапазона вы можете начать с того, что возьмёте земные условия и формы жизни, и представите себе, как они могли бы видоизмениться под воздействием несколько иных условий. Менее похожие существа могут эволюционировать в системах менее сходных звёзд, но для их разработки потребуется нечто большее, чем миростроительство начального уровня.
Если использовать «знаменитые» звёзды вы не можете, то что же вам можно использовать? Звёзды, которые мы можем увидеть, уже каким-то образом идентифицированы и занесены в каталог. Одним из самых распространённых методов является использование греческой буквы в порядке уменьшения яркости, за которой следует латинское название созвездия, в котором звезда наблюдается с Земли, в родительном падеже.* (Созвездие – это не скопление звёзд, расположенных близко друг к другу, а просто группа, которая находится почти в одном направлении от Земли. С планеты другой звезды созвездия выглядели бы иначе – чем дальше от Земли, тем больше отличий.) Таким образом, самая яркая звезда в созвездии Центавра – Альфа Центавра, следующая по яркости – Бета Центавра и так далее. В общем, настоящую звезду вам нужно будет использовать только в том случае, если важно, чтобы ваши инопланетяне прибыли откуда-то не слишком издалека – скажем, пара десятков световых лет от Солнца. Если вы решите так поступить, вам придётся обратиться к таблице ближайших звёзд (особенно полезны данные из книг Доула и Кепнера), и убедиться, что характеристики, которые вы описываете, соответствуют тем, которыми на самом деле обладает выбранная вами звезда. Если ваша звезда не обязательно должна быть так близко, обычно бывает лучше придумать одну из возможных и позволить своим персонажам дать ей название.

Большой процент (где-то от трети до половины) «звёзд», которые мы видим, на самом деле представляет собой двойные звёзды или системы из многих звёзд – две звезды или больше вращаются вокруг друг друга (точнее, вокруг их общего центра масс), образовавшись, вероятно, аналогично системам из звёзд и планет. Альфа Центавра, например, на самом деле является тройной звездой, которую для разных целей можно рассматривать как двойную, но никогда – как одиночную вроде Солнца. Альфа Центавра А – это звезда класса G, похожая на Солнце; Альфа Центавра B – звезда меньшего размера (класс K), находящаяся на эксцентрической орбите с периодом обращения около восьмидесяти лет. Компоненты A и B иногда сближаются на расстояние 11,2 а.е. друг от друга, а иногда расходятся на расстояние 35,2 а.е. Компонент C, иногда называемый Проксимой Центавра (потому что в настоящее время он – ближайшая к нам звезда), настолько мал, и вращается вокруг пары A-B на таком большом расстоянии, что обычно вы можете им пренебречь, когда речь идёт об A или B. Но если вы хотите, чтобы ваши инопланетяне прибыли с Альфы Центавра А, вам, несомненно, придётся учитывать те сложности, которые В вносит в такие вопросы, как климат и эволюция.
Безусловно, эти, а также ещё более драматичные сложности типа взаимодействий, которые могут возникнуть, когда компоненты двойного светила сильно сближаются друг с другом, могут послужить хорошим материалом для сюжета. В рассказе Джерри Олтиона и Ли Гудлоу «Контакт» (“Contact”) культурный контакт людей и инопланетян совпадает с астрономическим контактом, который обречёт местную цивилизацию на гибель. Если вы используете двойную звезду, вам придётся ожидать того, что эти осложнения сыграют важную роль в формировании вашего сюжета, и вы должны быть готовыми проработать подробности этого события и их последствия. Если вы не готовы к таким вещам, вам будет лучше позволить планете ваших пришельцев вращаться вокруг одинарной звезды.
Как только у вас появится своя звезда, вы можете начать размещать вокруг неё планеты. То, где вы их разместите, и что вы выбрали на роль солнца, непосредственно определит некоторые основополагающие характеристики вашей планеты. Одним из первых вопросов для рассмотрения будет количество света, достигающего поверхности планеты. На основе диаграммы Г.-Р., а также уравнений и/или диаграмм в дополнительных источниках вы можете определить массу (M) и яркость или светимость (L) вашего солнца.
Вероятно, вам будет удобнее всего измерять эти и другие параметры, выражая их в соответствующих значениях для Солнца и Земли. Например, излучение (или инсоляция, количество энергии за единицу времени), достигающее планеты на расстоянии r, равно

i = L/r².

Для Земли мы принимаем L (для Солнца) равным 1, а r (расстояние от Солнца до Земли) равным 1, и получаем i = 1 – т.е. единица инсоляции означает то количество энергии, которое мы на Земле получаем от Солнца. У планеты в 2 а.е. от Солнца был бы i = ¼; она получала бы всего четверть от той солнечной энергии (в расчёте на площадь), что получает Земля.
Если вы выберете для сюжета звезду класса F6, то обнаружите, что её масса примерно в 1,25 раза больше массы Солнца, а светимость – в 2,2 раза больше. (Для звёзд главной последовательности, в хорошем приближении, L=М^3.5.) Чтобы у вашей планеты была такая же инсоляция, или темп получения солнечного излучения, вам придётся поместить её примерно в 1,5 раза дальше от этого более горячего солнца, чем расстояние от Земли до Солнца. Конечно, она всё равно будет получать не такое излучение, как мы. Поскольку её звезда более горячая, её свет будет более белым, в нём будет больше ультрафиолета, с большей вероятностью будут наблюдаться непредсказуемые вспышки и тому подобное.
Как только вам становятся известными масса солнца вашей системы и расстояние от него до вашей планеты, появляется определённость с периодом обращения планеты (P), или продолжительностью года. Для любой планеты, движущейся по круговой (или почти круговой) орбите вокруг гораздо более массивного солнца,

P² = r³/M.

Опять же, принимая «наши» значения всех параметров за единицы, период обращения для нашей планеты-примера на орбите 1,5 а.е. вокруг звезды F7 массой 1,3 Солнечной равен

$$ года.

Более длительный год окажет влияние на условия на поверхности и природу существ, которые там эволюционируют. Например, если у этой планеты атмосфера и наклон оси аналогичны земным, на ней будут наблюдаться аналогичные сезонные изменения – за исключением того, что все времена года будут длиннее, чем у нас. У зон с умеренным климатом будет больше времени, чтобы прогреться летом и остыть зимой, поэтому всем, кто там живёт, придется адаптироваться к более экстремальным сезонным колебаниям температуры и количества осадков.

Долгота дня и наклон оси
Для предсказания наклона оси и долготы дня таких простых правил не существует, поэтому здесь у вас больше свободы выбора. Существуют лишь некоторые ограничения – например, планета, которая вращается достаточно близко к своему солнцу, будет замедлять собственное вращение из-за приливных сил, так что в конце концов она окажется в захвате в одной из двух форм синхронного вращения. (Приливные силы возникают из-за того, что гравитационное притяжение тех частей планеты или спутника, которые расположены ближе к своему центральному объекту, будет сильнее по сравнению с более удалёнными частями. Ещё они вызывают океанские приливы и делают невозможным движение спутника по орбите слишком близко к центральному телу, потому что приливные силы разорвут его на части.) Поскольку приливный захват планеты с переходом к синхронному вращению требует времени и невозможен в случае удалённой планеты, вы можете экспериментировать с планетами с разной продолжительностью дня. Разумеется, каждый такой вариант окажет влияние на жизнь тех существ, которые там обитают. Например, суточный перепад температур на планете, где сутки длятся целый месяц, будет гораздо больше, чем на планете, где они длятся всего один час.
Наклон оси является основной причиной смены времён года, как показано на рис. 3-5. Поскольку ось вращения всегда наклонена в одном и том же направлении, пока планета делает оборот вокруг своего солнца, в течение части года одно полушарие наклонено в сторону солнцу, а другое – от него, а через полгода положение полушарий меняется на противоположное. В наклоненном к солнцу полушарии наступает «лето» с длинными днями и высокими температурами, а в другом – «зима» с короткими днями и низкими температурами. Разница между летними и зимними условиями достигает своей крайности на полюсах, а наименьшей она будет на экваторе. Этот факт представляет собой важнейшее различие между полярными и тропическими регионами, между которыми лежат умеренные зоны.
Конечно, на сезоны могут влиять и другие факторы. Планета Иштар в романе Пола Андерсона «Время огня» вращается близко к одной звезде, и одновременно вокруг них обеих по очень эксцентричной орбите с периодом около тысячи лет вращается красный гигант. Жизни в том месте приходилось приспосабливаться к длительным периодам экстремальной жары через большие промежутки времени (всякий раз, когда красный гигант оказывается рядом), и каждому, кто серьёзно интересуется созданием миров на передовом уровне и разработкой экзотических инопланетян, следует изучить, как это происходит. В более прозаических ситуациях, когда планета, более или менее похожая на Землю, обращается вокруг одиночной звезды, самое значительное внимание, безусловно, стоит уделить наклону её оси. Даже если орбита не совсем круговая, перемены, являющиеся следствием изменения расстояния до светила, невелики по сравнению с переменами, которые вызывает изменение угла падения солнечного света.

РИСУНОК 3-5 Наклон оси вращения планеты является основной причиной смены времён года. Здесь мы видим (не в масштабе!) планету, вращающуюся вокруг своего солнца; ось её вращения наклонена вправо на угол θ от перпендикуляра к плоскости орбиты. Показана одна линия широты в северном («верхнем») полушарии. Когда планета находится в крайнем правом положении, эта линия большую часть времени проводит в тёмной области (зима), а в крайнем левом положении большую часть времени она проводит на солнце (лето). В промежуточных положениях все части планеты проводят равные части суток в свете и темноте (весеннее и осеннее равноденствия). В южном полушарии времена года противоположны таковым в северном, но по тем же причинам.

Наклон оси Земли составляет 23,5°; у других планет в Солнечной системе его значения колеблются от практически 0 до более чем 90°. (Планета «90+», Уран, фактически лежит на боку и кружится «в обратную сторону».) Если вы представите себе наклоны оси, отличные от показанных на рис. 3-5, то поймёте, почему изменение наклона оси было бы настолько важным. Без наклона каждая часть планеты получала бы поровну дневного света и ночи, а солнце поднималось бы под одним и тем же максимальным углом над горизонтом все дни в году. Не существовало бы времён года, и это положение дел могло бы повлечь за собой побочные эффекты вроде засушливых условий в средних широтах, которые являются нашими умеренными зонами, поскольку наши запасы воды в умеренном поясе сильно зависят от весеннего таяния зимнего снега.
Если вы удвоите наклон Земли до 47°, то дело не ограничится тем, что сезонные изменения будут гораздо более резкими: с климатическими зонами также случится нечто странное. Аналоги наших тропиков Рака и Козерога (самые высокие широты, на которых солнце всегда находится прямо над головой) сместятся к 47° северной и южной широты, и одновременно северный и южный полярные круги (самые низкие широты, на которых солнце всегда находится прямо над горизонтом или за ним в течение целого дня или более) сдвинутся до широты 43°. Таким образом, умеренных зон вообще не было бы, а пояс между 43° и 47° в каждом из полушарий сочетал бы в себе некоторые из самых суровых особенностей тропических и полярных областей!
Эти примеры служат хорошим напоминанием об одной из самых распространённых ошибок, которых следует избегать при создании мира: мира, состоящего из «сплошных джунглей», или «сплошных болот», или «вечной весны повсюду». Даже такая маленькая планета, как Земля, по человеческим меркам очень большая и чрезвычайно разнообразная. Таким же будет любой реальный мир, и любой вымышленный мир, который, по вашей задумке, должен быть воспринят всерьёз. Даже планета, ось которой не наклонена, и где из-за этого отсутствуют времена года в том виде, какими мы их знаем, будет далеко не однородной. Солнечный свет может падать на любую из точек поверхности каждый день под одним и тем же углом, но этот угол будет меняться в широких пределах в зависимости от широты. При прочих равных условиях, экватор по-прежнему окажется самым жарким местом, а полюса – самым холодным.
Разумеется, другие вещи не обязательно будут однообразными. Климат различных регионов также будет меняться в зависимости от таких факторов, как высота над уровнем моря, картина циркуляции атмосферы, расположение и природа водоёмов, геотермальная активность, а также размер и форма горных хребтов. На них, в свою очередь, влияют такие вещи, как поверхностная гравитация и вторая космическая скорость, которые хотя и связаны друг с другом, не совпадают и даже не пропорциональны. (Поверхностная гравитация, если вновь принять земные значения за единицу, равна g = dD, где d – средняя плотность, а D – диаметр планеты. Вторая космическая скорость, или минимальная скорость, с которой вы должны запустить какой-то объект, чтобы гравитация не притянула его обратно, составляет примерно

[M в данном случае относится к планете.])
К настоящему моменту вы уже должны хорошо понимать, насколько сложно устроен мир. Я дал вам некоторые элементарные инструменты для определения самых основных его особенностей, и немного показал вам, как они взаимосвязаны, поэтому вы не можете выбирать их в случайных комбинациях. Если вы хотите проработать свой мир глубже (а я надеюсь, что вы станете это делать, как минимум, время от времени), вам понадобится больше подробностей и больше инструментов, чем я могу предложить вам здесь. В разделе «Источники» есть целый ряд полезных первоисточников. Две статьи Андерсона особенно полезны тем, что в них собрано сразу несколько удобных инструментов в одном месте (графики в одной статье, соответствующие формулы в другой), и там же проработан конкретный пример, который был использован в реальном научно-фантастическом рассказе. В статье Хола Клемента «Планета-юла» аналогичным образом разобрана разработка планеты Месклин для романа «Экспедиция «Тяготение»».
Из-за того, что эти области знания меняются очень быстро, более поздние открытия придут на смену некоторым материалам в любой из этих книг. Вероятно, самым полезным источником в моих «Источниках» будет книга «Строительство миров» (“World-Building”) Стивена Л. Джиллетта, написание которой происходит одновременно с данной книгой. Этот источник – самый современный, самый полный и точнее всего ориентированный на потребности писателей-фантастов. Я также обращаю ваше внимание на приведённый список программных пакетов и призываю вас следить за появлением новых программ. Если у вас есть доступ к компьютеру (как у многих писателей в наши дни), он может позволить вам легко производить точные расчёты, которые всего лишь несколько лет назад можно было бы осуществить лишь на уровне обоснованных догадок. Некоторые из них даже позволяют вам поэкспериментировать с возможностями – например, пробовать немного отличные друг от друга значения местоположения, размера и массы планеты, и быстро просматривать множество вариантов развития событий.
Аспекты создания миров, о которых я говорил в этой главе, не зависят от того, кто в них живёт (если вообще живёт) – а это, как вам известно, является нашей главной целью в этой книге. Кто может жить на планете, во многом определяется теми физическими параметрами, о которых мы говорили, – инсоляцией, температурой планеты, гравитацией на её поверхности и т. д. С этого момента мы будем считать, что вы определили их значения в меру своих способностей и интересов, и далее мы рассмотрим, как особенности вашей планеты определяют облик её обитателей.
И наоборот: раз уж на планете есть жизнь, эта жизнь может сыграть важную роль в определении путей дальнейшего развития мира. Например, большое количество свободного кислорода в атмосфере Земли почти однозначно является следствием, а не причиной жизни. А то воздействие, которые оказывает на планету самопровозглашённый разумный вид (мы сами), в настоящее время вызывает серьёзную озабоченность как у учёных, так и у политиков.
Итак, следующее, что мы должны сделать, – это взглянуть на саму жизнь. Что же она представляет собой, и какие формы она может принимать в мире с теми или иными особенностями? Этот вопрос состоит как минимум из двух частей – химической и механической, и химическая часть стоит здесь на первом месте.

СОДЕРЖАНИЕ

ГЛАВА 1
Зачем писать об инопланетянах?
Причины, по которым стоит писать об инопланетянах, и как эта книга поможет вам сделать своё произведение более правдоподобным и запоминающимся.

• Основные вопросы • Потенциальные отправные точки • Цели этой книги

ГЛАВА 2
Что будет правдоподобным?
Важность правдоподобия в научной фантастике и как его достичь в вашем собственном научно-фантастическом творчестве.

• Разница между научной фантастикой и фэнтези • Знай свои науки

ГЛАВА 3
Основы астрономии
Как астрономы собирают и используют данные, как образуются звёзды и планеты, и как использовать эту информацию для построения вашего мира.

• Рабочие инструменты • От Большого Взрыва до галактик • Звёздный зверинец и как он пополнялся • Важнейший побочный продукт: планеты и луны • Вводный курс по созданию миров • Важность вашей звезды • Долгота дня и наклон оси

ГЛАВА 4
Биохимические основы
Универсальные свойства жизни и некоторые инопланетные альтернативы.

• Жизнь на Земле • Инопланетные альтернативы • Насколько распространена жизнь? Парадокс Ферми

ГЛАВА 5
Создавая живые организмы:
Тела и умы инопланетян
Создание инопланетян, которые соответствуют условиям их окружения.

• Конвергентная эволюция • Закон квадрата-куба • Разум и его альтернативы • Проблемы и решения: каталог вариантов • Несколько советов в заключение

ГЛАВА 6
Создание инопланетных обществ
Разработка инопланетных обществ на основе особенностей человеческих обществ (а также обществ насекомых и животных).

• Элементы культуры: наше прошлое и его последствия • В грядущие времена: старше и мудрее? • А если они не такие, как мы?

ГЛАВА 7
Инопланетный язык
Создание среды для обмена информацией для ваших инопланетян.

• Рабочие инструменты: мини-музей лингвистических диковинок • За гранью человеческого • Практические советы

ГЛАВА 8
Взаимодействие с людьми
Динамика взаимодействия между человеком и инопланетянином.

• Установление контакта: физическая проблема • Почему этого не произошло? Пересмотр парадокса Ферми • Виды взаимодействий

ГЛАВА 9
Пишем об инопланетянах:
Показываем нравы и мотивации инопланетян
Ваяем инопланетных действующих лиц и конфликты.

• Люди в забавных костюмах • Каждый инопланетянин – это личность • Об опасности чтения лекций • Точки зрения • Языковые проблемы

ГЛАВА 10
Изучение примеров
Несколько примеров интегрированных комбинаций «инопланетянин/инопланетный мир».

• Немного от меня лично… • …И немного от других авторов • С чего вам стоило бы начать?

ГЛАВА 11
Движемся дальше: жизнь – не такая, какой мы её знаем
Расширяем критерии научной фантастики.

• За рамками планет и химии • За пределами известного науке • Заключение

Книжная полка ксенолога:
Источники, в том числе журналы и программное обеспечение

Глоссарий отдельных терминов