Вселенная, жизнь, разум

В противном случае упругость силовых линий разорвала бы его и дальнейший процесс «наматывания» прекратился. Единственное место, где могут находиться наматываемые витки силовых линий, – это внешние слои протозвезды. В процессе такого наматывания силовые линии должны погружаться в сравнительно глубокие слои протозвезды. Оказывается, что благоприятные условия для такого «погружения» силовых линий имеются только у сравнительно холодных звезд. Именно у таких звезд под поверхностью находится довольно толстый слой вещества, охваченный бурными, беспорядочными движениями вверх и вниз. Первопричиной образования 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 магнитные 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 силовые 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 приведет 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 Хойла. Она довольно непринужденно объясняет резкость обрыва вращения звезд в районе спектрального класса F5. Эта резкость вызвана в конечном итоге сильной зависимостью ионизации атомов водорода от температуры. Уже у звезд класса FO, температуры поверхностей которых всего лишь на 2000 К выше, чем у F5, конвективная зона начинается так близко от поверхности, что эффективное наматывание силовых линий почти исключается. Приходится только удивляться сложности взаимосвязей явлений, приводящих к такому «жизненно необходимому» для возникновения и развития жизни во Вселенной процессу, как образование планет…

Гипотеза Хойла, однако, имеет ряд трудностей и противоречий. Например, нелегко 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 наличие магнитных полей на звездах открывает возможность эффективной потери вращательного момента без образования планет. Известно, что наше Солнце 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 движутся от Солнца со скоростями в несколько сот и даже тысяч км/с. Так как ионизованное вещество таких сгустков является хорошим проводником электричества, то их движение должно происходить по силовым линиям солнечных магнитных полей. 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 десятками его радиусов.

Теперь необходимо отметить, что силовые линии магнитного поля Солнца, концы которых уходят в его глубокие слои, вращаются вокруг оси с той же угловой 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 наружу будет непрерывно увеличивать свой вращательный момент. Если в конце концов он «сорвется» с силовых линий солнечного магнитного поля (которое на больших 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 радиусов 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 Солнца 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.